Gamma-vspleski i sverhnovye
<< 1. Vvedenie
| Oglavlenie |
3. Asimmetriya vzryva >>
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:
 |
(1) |
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:
 |
(2) |
 |
(3) |
a takzhe process neitrinnoi annigilyacii elektron-pozitronnyh par:
 |
(4) |
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'

sm

MeV

. 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):

fotony
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 >>