Astronet > Gravitacionnyi kollaps

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Na saite

Astrometriya

Astronomicheskie instrumenty

Astronomicheskoe obrazovanie

Astrofizika

Istoriya astronomii

Kosmonavtika, issledovanie kosmosa

Lyubitel'skaya astronomiya

Planety i Solnechnaya sistema

Solnce

Gravitacionnyi kollaps

GRAVITACIONNY' KOLLAPS

Soderzhanie:

1. Vvedenie
2. Usloviya gidrostaticheskogo ravnovesiya zvezdy n vozniknovenie gravitacionnogo kollapsa
3. Dinamika gravitacionnogo kollapsa zvezd s razlichnymi massami zheleznogo yadra ( $\mathfrak M_{Fe}>1,4 \mathfrak M_\odot$ ).
4. Termoyadernyi vzryv uglerodno-kislorodnyh zvezd ( $\mathfrak M_{CO}<1,4 \mathfrak M_\odot$ ) i razvitie gravitacionnogo kollapsa
5. Vspyshki sverhnovyh zvezd, statistika kollapsiruyushih zvezd, vozmozhnosti nablyudenii

1. Vvedenie

G. k. zvezdy - katastroficheski bystroe ee szhatie pod deistviem sobstv. sil tyagoteniya - mozhet proizoiti posle prekrasheniya v centr. oblasti zvezdy termoyadernyh reakcii. S istosheniem v zvezde zapasov yadernoi energii i ugasaniem central'nogo istochnika energii neposredstvenno narushaetsya ee teplovoe, a zatem i gidrostaticheskoe (mehanich.) ravnovesie. Pri etom oslablyayutsya sily, protivodeistvuyushie tyagoteniyu, i voznikayut usloviya dlya bystrogo szhatiya zvezdy. G. k. rassmatrivayut kak odin iz vozmozhnyh putei zaversheniya evolyucii zvezd (s $\mathfrak M > 1,2 \mathfrak M_\odot$ ), privodyashei k obrazovaniyu neitronnyh zvezd ili dazhe (v sluchae relyativistskogo G. k.) chernyh dyr. Vybros vnesh. sloev zvezdy, vozmozhnyi pri G. k. ee centr. oblasti, privodit k poyavleniyu sverhnovoi zvezdy.

Termoyadernye reakcii sluzhat istochnikom energii zvezdy i obespechivayut v nei gidrostatich. i teplovoe ravnovesie vplot' do obrazovaniya v ee centr. oblasti atomnyh yader gruppy zheleza. .Eti yadra imeyut naibol'shuyu energiyu svyazi na nuklon, tak chto sintez yader bolee tyazhelyh, chem yadra zheleza, uzhe ne soprovozhdaetsya vydeleniem energii, a, naoborot, trebuet zatrat energii. Lishennaya s etogo momenta termoyadernyh istochnikov energii, zvezda ne mozhet skompensirovat' poteri energii vo vneshnee prostranstvo, tem bolee chto k koncu "termoyadernogo" etapa evolyucii eti poteri chrezvychaino vozrastayut. K obychnym poteryam energii s poverhnosti zvezdy (ispuskaniyu fotonov fotosferoi zvezdy) zdes' pribavlyayutsya ob'emnye poteri energii, obuslovlennye intensivnym izlucheniem neitrino (v) i antineitrino ( $\tilde \nu$ ) centr. oblast'yu zvezdy. Ob'emnye poteri energii, kak pokazyvayut raschety evolyucii zvezd, stanovyatsya preobladayushimi nad poteryami s poverhnosti pri temp-pax v centre zvezdy $T_c \gtrsim 5 \cdot 10^8K$ . Dlya pozdnei stadii yadernoi evolyucii dostatochno massivnoi zvezdy eto uslovie vypolnyaetsya s izbytkom - pri sinteze yader gruppy zheleza temp-pa v centre zvezdy s $\mathfrak M \approx 10\mathfrak M_\odot$ dostigaet 3^.10⁹K. U malomassivnyh zvezd, s massoi okolo nizhnego predela $\approx 1.2\mathfrak M_\odot$ , temp-pa v centre v konce yadernoi evolyucii tozhe dostigaet znacheniya $\approx 5\cdot 10^8K$ i ob'emnye poteri energii v vide neitrinnogo izlucheniya stanovyatsya osnovnymi.

Neskompensirovannye poteri energii narushayut ravnovesie zvezdy. Sozdayutsya usloviya dlya szhatiya ee centr. oblasti pod deistviem sobstv. sil tyagoteniya. Zvezda rashoduet teper' gravitacionnuyu energiyu, vydelyayushuyusya pri szhatii. Temp-pa v szhimayusheisya zvezde vozrastaet (sm. Viriala teorema). Snachala szhatie zvezdy idet medlenno, tak chto uslovie gidrostatich. ravnovesiya eshe vypolnyaetsya. Nakonec, temp-ra dostigaet takih vysokih znachenii, »(5-10)^.10⁹K, chto yadra gruppy zheleza teryayut ustoichivost'. Oni raspadayutsya na yadra geliya, neitrony i protony (na pervom etape raspada ⁵⁶₂₆Fe ® 13⁴₂He + 4n - 124,4 MeV, a pri dal'neishem roste temp-ry raspadayutsya i yadra Ne: ⁴2Ne ® 2n + 2r - 26,21MeV). Raspad yader trebuet znachit. zatrat energii, t. k. predstavlyaet soboi kak by vsyu cep' termoyadernyh reakcii sinteza ot vodoroda do zheleza, no idushuyu v obratnom napravlenii (ne s vydeleniem, a s poglosheniem energii). Temp-pa v nedrah zvezdy vse zhe rastet (za schet gravitac. szhatiya), no iz-za raspada yader zheleza, trebuyushego zatrat energii, ne tak bystro, kak eto bylo by neobhodimo dlya priostanovleniya szhatiya. V rezul'tate poter' energii na neitrinnoe izluchenie i raspada yader proishodit svoeobraznyi vzryv zvezdy - vzryv vnutr' (inogda v nauchnoi literature ego naz. imploziei, v otlichie ot eksplozii - vzryva naruzhu, vyzvannogo bystrym vysvobozhdeniem energii). Pri implozii veshestvo centr. oblasti zvezdy padaet k centru so skorost'yu, blizkoi k skorosti svobodnogo padeniya. Voznikayushaya pri etom gidrodinamicheskaya volna razrezheniya vtyagivaet posledovatel'no v rezhim padeniya vse bolee udalennye ot centra sloi zvezdy. Nachavshiisya G. k. pri opredelennyh usloviyah mozhet zatormozit'sya ili dazhe ostanovit'sya, no v ryade sluchaev mozhet bezostanovochno prodolzhat'sya, perehodya v t. n. relyativistskii gravitacionnyi kollaps.

Vyyasnenie vsego kompleksa uslovii, privodyashih k G. k.,- zadacha kraine slozhnaya. Odin iz vazhnyh etapov resheniya etoi zadachi - issledovanie uslovii gidrostatich. ravnovesiya na pozdnih stadiyah evolyucii zvezdy s privlecheniem ur-niya sostoyaniya veshestva v zvezde.

2. Usloviya gidrostaticheskogo ravnovesiya zvezdy i vozniknovenie gravitacionnogo kollapsa

Na vsem protyazhenii evolyuc. razvitiya zvezdy, svyazannogo s termoyadernymi reakciyami v ee centr. oblasti, v zvezde za redkim isklyucheniem podderzhivaetsya gidrostatich. ravnovesie. Ono zaklyuchaetsya v ravenstve (v kazhdoi tochke zvezdy i v lyuboi moment vremeni) sil tyagoteniya $F_+=G\mathfrak M(r)\rho/r^2$ i sil ottalkivaniya chastic veshestva, obuslovlennyh davleniem r, F_-= -Dr/Dr [zdes' figuriruyut abs. velichiny etih sil, r - rasstoyanie ot centra do rassmatrivaemoi tochki zvezdy, $\mathfrak M(r)$ - massa vnutri sfery radiusa r, r - plotnost' veshestva, -Dr/Dr - priblizhennoe vyrazhenie radial'noi sostavlyayushei gradienta davleniya v okrestnosti rassmatrivaemoi tochki]. Usrednennoe dlya vsei zvezdy v celom ur-nie gidrostatich. ravnovesiya mozhno priblizhenno zapisat' v vide:

$p_c/R=G\mathfrak M\rho_c/R^2 (1)$

gde $\mathfrak M$ i R - polnaya massa i radius zvezdy, r_s i r_s - plotnost' i davlenie v centre zvezdy. Eto ur-nie pozvolyaet, v chastnosti, ocenit' temp-ru T_s okolo centra zvezdy. Esli prinyat', chto veshestvo tam podchinyaetsya ur-niyu sostoyaniya ideal'nogo gaza, to $T_c=\frac{\mu}{R_0}\cdot\frac{G\mathfrak M}{R}$ , gde m - molekulyarnaya massa veshestva zvezdy, R₀ - universal'naya gazovaya postoyannaya. Dlya zvezd tipa Solnca T_s~10⁷K, dlya kollapsiruyushih (bolee massivnyh) zvezd ona gorazdo vyshe. Na ris. 1 pokazana vozmozhnaya shema evolyuc. puti massivnoi zvezdy ( $\mathfrak M \approx 10\mathfrak M_\odot$ ) ot momenta ee rozhdeniya iz gazovo-pylevogo oblaka do momenta polnogo istosheniya v ee centr. oblasti termoyadernogo topliva i nastupleniya G. k. (tochka razvetvleniya).

Ris. 1. Evolyucionnyi put' zvezdy s $\mathfrak M=10\mathfrak M_\odot$ gravitacionnogo kollapsa (kachestvennaya kartina); r_s i T_s - plotnost' i temp-pa v centre zvezdy. Pokazana smena osnovnyh etapov termoyadernoi evolyucii zvezdy. Tochka razvetvleniya evolyucionnogo puti sootvetstvuet nachalu kollapsa. Levaya vetv' harakterizuet evolyuciyu central'noi oblasti zvezdy v neitronnuyu zvezdu ili chernuyu dyru; pravaya vetv' - izmenenie sostoyaniya sbroshennyh sloev zvezdy (v sluchae takoi vozmozhnosti).

Evolyuciya zvezdy posle "vyklyucheniya" termoyadernyh istochnikov energii, strogo govorya, mozhet idti dvumya putyami: pri sohranenii gidrostatich. ravnovesiya i gidrodinamich. putem, kogda sily tyagoteniya stanut sushestvenno preobladayushimi (F₊>F_-). Put', po k-romu poidet evolyuciya zvezdy, zavisit ot togo, kak davlenie veshestva zvezdy izmenyaetsya s izmeneniem temp-ry i plotnosti, t. e. ot ur-niya sostoyaniya veshestva. Esli uvelichenie plotnosti pri szhatii veshestva silami tyagoteniya ne soprovozhdaetsya dostatochno intensivnym rostom davleniya, to v zvezde sozdayutsya predposylki dlya narusheniya gidrostatich. ravnovesiya i razvitiya G. k. Svyaz' davleniya s plotnost'yu v sluchae bystrogo szhatiya veshestva (imeyushego harakter adiabaticheskogo processa) imeet vid: r_s ~ r^g_c (g nazyvaetsya pokazatelem adiabaty).

V svoyu ochered', plotnost' veshestva opredelyaetsya razmerami zvezdy r_c ~ 1/R³. Vyrazhenie dlya sil ottalkivaniya mozhet byt' zapisano, sledovatel'no, v vide:

$F_- \approx p_c/R ~ R^{-(1+3\gamma)} (2)$

Zavisimost' sil tyagoteniya ot radiusa zvezdy daetsya sootnosheniem:

$F_+ \approx G\mathfrak M \rho_c/R^2 ~R^{-5} (3)$

Iz sootnoshenii (2) i (3) vidno, chto sily tyagoteniya bystree narastayut s umen'sheniem radiusa zvezdy po sravneniyu s silami davleniya, esli

5 > 1 + 3g ili g < ⁴/₃ (4),

Pri g < ⁴/₃ lyuboe sluchainoe maloe gidrodinamich. vozmushenie tipa szhatiya budet narastat'. Uprugost' veshestva v etom sluchae nedostatochna dlya predotvrasheniya G. k. V protivnom sluchae (pri g > ⁴/₃) gidrostatich. ravnovesie ustoichivo: sluchaino voznikshie uplotneniya budut rassasyvat'sya i zatuhat'. V strogoi teorii gidrostatich. ustoichivosti zvezd uchityvayut neodinakovost' g dlya razlichnyh sloev zvezdy. Fakticheski usloviya G. k. nastupayut, kogda v centr. oblasti g < ⁴/₃, a vo vnesh. sloyah eshe vypolnyaetsya uslovie g > ⁴/₃. Na ris. 2 privedeny rezul'taty teoretich. raschetov velichiny g v zavisimosti ot plotnosti i temp-ry veshestva. Provedennye linii urovnya g = ⁴/₃ otchetlivo vydelyayut "ovrag neustoichivosti" (oblast' s g < ⁴/₃). Kogda v processe evolyucii v "ovrag neustoichivosti" popadaet znachit. chast' centr. oblasti zvezdy, nachinaetsya ee G. k.

Ris. 2. Diagramma vzaimnyh prevrashenii razlichnyh chastic zvezdnogo veshestva i ego uprugih svoistv v zavisimosti ot plotnosti (r) i temp-ry (T_s). Oblasti naimen'shei uprugosti veshestva (s pokazatelem adiabaty g_min = 1 ,0 i 1,06) lezhat vblizi peresecheniya linii ravnyh vesovyh koncentracii X: I - yader zheleza i geliya (sleva ot linii preobladayut yadra zheleza, sprava - geliya, na samoi linii X_Fe=X_He); II - elektron-pozitronnyh par i atomnyh elektronov (vyshe etoi linii preobladayut elektrony); III - neitronov i protonov (vyshe linii preobladayut neitrony); IV - yader zheleza i neitronov (vyshe i pravee linii preobladayut neitrony). Na diagramme izobrazheny puti central'nyh tochek zvezd: s massoi $10\mathfrak M_\odot$ - shtrihovaya liniya AA` s nachalom gravitacionnogo kollapsa v tochke A; s massoi $2\mathfrak M_\odot$ - shtrihovaya liniya VV` s nachalom gravitacionnogo kollapsa v tochke V; s massoi $1,4\mathfrak M_\odot$ - shtrih-punktirnaya liniya SS` (tochka S - nachalo uglerodnogo termoyadernogo vzryva). Zamknutymi shtrihovymi liniyami so znacheniem g = 1,1 okruzheny oblasti povyshennoi neustoichivosti; liniei, ottenennoi shtrihami, oboznachen "ovrag neustoichivosti" s g < ⁴/₃. Verhnyaya chast' "ovraga neustoichivosti" provedena uslovno iz-za trudnostei ucheta beta-prevrashenii.

3. Dinamika gravitacionnogo kollapsa zvezd s razlichnymi massami zheleznogo yadra ( $\mathfrak M_{Fe}> 1,4\mathfrak M_\odot$ )

Vyyavlenie fiz. processov, privodyashih k znacheniyam pokazatelya g < ⁴/₃ predstavlyaet soboi odnu iz vazhnyh problem teorii G. k. Pri vysokih temp-pax i davleniyah, harakternyh dlya stadii polnogo prekrasheniya termoyadernyh reakcii v zvezde, plotnost' veshestva v centre zvezdy prevyshaet v milliony ili dazhe v milliardy raz plotnost' tverdyh tel na poverhnosti Zemli. Nesmotrya na eto, zvezdnoe veshestvo po sv-vam blizko k ideal'nomu gazu, t. k. kinetich. energiya obrazuyushih ego chastic znachitel'no prevyshaet potenc. energiyu ih vzaimodeistviya. Ot obychnogo ideal'nogo gaza veshestvo centr. oblasti zvezdy otlichaetsya tem, chto obrazuyushie ego raznorodnye chasticy (fotony, elektrony, pozitrony, protony, neitrony i raznoobraznye slozhnye atomnye yadra) pri vzaimodeistvii mogut ispytyvat' razlichnye prevrasheniya. Pri stolknovenii elektrona s pozitronom proishodit ih annigilyaciya, i rozhdayutsya fotony. V svoyu ochered', fotony vysokih energii pri stolknovenii s dr. chasticami mogut rozhdat' pary elektron - pozitron ili putem fotoyadernyh reakcii vyzyvat' dissociaciyu slozhnyh yader. Protony i neitrony uchastvuyut v raznoobraznyh yadernyh reakciyah so slozhnymi yadrami, k-rye takzhe mogut vzaimodeistvovat' mezhdu soboi. Nuklony i yadra ispytyvayut eshe razlichnye beta-prevrasheniya (sm. Beta-processy). Podobnye vzaimnye prevrasheniya chastic pri opredelennoi dostatochno vysokoi temp-re dostigayut dinamich. ravnovesiya (yadernogo statistich. ravnovesiya), i eto sostoyanie opredelyaet ravnovesnye koncentracii vseh chastic i vse sv-va zvezdnogo veshestva, v t. ch. granicy i glubinu "ovraga neustoichivosti".

Naryadu s prevrasheniyami chastic, k-rye protekayut s ravnoi veroyatnost'yu v pryamom i obratnom napravleniyah (tak chto oni uravnoveshivayut drug druga), v konce termoyadernoi stadii evolyucii zvezd znachit. intensivnosti dostigayut beta-prevrasheniya. V beta-prevrasheniyah obyazatel'no uchastvuyut neitrino i antineitrino, k-rye srazu zhe posle svoego rozhdeniya pokidayut zvezdu (dlya nih tolsha zvezdy prozrachna). Poetomu beta-prevrasheniya imeyut odnostoronnii harakter - reakcii vzaimodeistviya neitrino i antineitrino s k.-l. drugimi chasticami (napr., zahvat neitrino protonom) v zvezde ne proishodit. Odnostoronnii harakter beta-prevrashenii oznachaet, chto v zvezdnom veshestve net polnogo termodinamicheskogo ravnovesiya. Kolichestvenno vklad beta-prevrashenii osobenno sushestven v levoi verhnei chasti "ovraga neustoichivosti", kuda mogut popast' menee massivnye zvezdy, s $\mathfrak M \lesssim 1.4\mathfrak M_\odot$ . Iz-za otsutstviya termodinamich. ravnovesiya izobrazhennye v etoi chasti ris. 2 linii nosyat uslovnyi harakter (oni byli fakticheski vychisleny s ispol'zovaniem ves'ma grubogo priblizheniya). Strogoe opredelenie fiz. uslovii pri sushestvennom vklade beta-prevrashenii trebuet posledovatel'nogo rascheta ih kinetiki, samosoglasovannogo s raschetom evolyucii i G. k. zvezdy. Tem ne menee moglo by ustanavlivat'sya t. n. kinetich. ravnovesie, v k-rom uravnoveshivalis' by vse beta-prevrasheniya, za isklyucheniem teh, k-rye mogli by byt' vyzvany svobodno uletayushimi neitrino i antineitrino. Pri takom ravnovesii dlya bystryh gidrodinamicheskih vozmushenii, za kotorymi ne pospevayut beta-prevrasheniya, "ovrag neustoichivosti" meleet i suzhaetsya. A eto oznachaet, chto mogut razvivat'sya tol'ko neustoichivosti s harakternym vremenem beta-prevrashenii. Poetomu u malomassivnyh zvezd G. k. dolzhen razvivat'sya sravnitel'no medlenno. V obshem sluchae zadachu razvitiya G. k. sleduet reshat' s uchetom kinetiki vseh beta-prevrashenii.

V lyubom sluchae veshestvo zvezdy, popadaya v "ovrag neustoichivosti", teryaet uprugost', i zvezda, v konechnom schete, ne mozhet protivodeistvovat' silam tyagoteniya, chto vedet k razvitiyu G. k. Strogie raschety dlya zvezdy s massoi $2\mathfrak M_\odot$ (massa zheleznogo yadra $\mathfrak M_{Fe} \approx 1.8\mathfrak M_\odot$ , ostal'noe - kislorodnaya vnesh. obolochka) pokazyvayut ostanovku G. k. pri dostizhenii v centre zvezdy plotnosti r_s ~ 10¹³ g/sm³ i temp-ry T_s ~ 10¹¹K. Posle ostanovki G. k. nachinaetsya process obrazovaniya goryachei neitronnoi zvezdy. Pri etom prodolzhaetsya dovol'no medlennoe uvelichenie (vsya bystraya stadiya G. k. do ostanovki harakterizuetsya gidrodinamich. vremenem ~0,1 s) centr. plotnosti do r_s~10¹⁵ g/sm³ i temp-ry T_s ~ 10¹²K (za vremya »3s). Zatem proishodit eshe bolee medlennyi process ohlazhdeniya goryachei neitronnoi zvezdy, zavershayushiisya obrazovaniem holodnoi neitronnoi zvezdy, dlya k-roi massa $2\mathfrak M_\odot$ eshe dopustima (sm. Neitronnye zvezdy).

Takoi zhe raschet (v ramkah toi zhe fiz. modeli) G. k. massivnoi zvezdy, s $\mathfrak M \approx 10\mathfrak M_\odot$ (iz nih massa zheleznogo yadra $\mathfrak M_{Fe} \approx 7\mathfrak M_\odot$ , ostal'noe - kislorodnaya vnesh. obolochka), privodit k inomu rezul'tatu. Ostanovki G. k. ne poluchaetsya, i bystraya gidrodinamich. stadiya G. k. prodolzhaetsya relyativistskim G. k., t. e. zvezda prevrashaetsya v chernuyu dyru. Na ris. 2 naneseny traektorii centr. tochki zvezdy dlya oboih obsuzhdaemyh raschetov G. k.: $2\mathfrak M_\odot$ (BB`) i $10\mathfrak M_\odot$ (AA`). Vidno, chto ostanovka G. k. v sluchae BB` proishodit posle peresecheniya traektorii centra zvezdy s pravoi (vneshnei) granicei "ovraga neustoichivosti", gde pokazatel' adiabaty g = ⁴/₃. V tochke ostanovki pokazatel' g >> ⁴/₃. V sluchae AA` traektoriya prohodit (ris. 2) pravee traektorii VV`, i, nesmotrya na to chto g > ⁴/₃ posle peresecheniya "ovraga neustoichivosti", G. k. dazhe ne tormozitsya. T. o., pri nalichii moshnogo neitrinnogo izlucheniya uvelichenie uprugosti zvezdnogo veshestva eshe nedostatochno dlya ostanovki G. k.

K fiz. prichinam, vyzyvayushim ostanovku G. k. v sluchae $2\mathfrak M$ , sleduet otnesti prezhde vsego prekrashenie vseh processov vzaimnogo prevrasheniya chastic, idushih s zatratoi energii, i obrazovanie bol'shogo chisla nuklonov iz yader gruppy zheleza i yader geliya. Obrazovavshiisya nuklonnyi gaz (s izbytkom chastichno vyrozhdennyh neitronov) znachitel'no povyshaet uprugost' veshestva, pri temn-re nedr T_s > 10¹⁰ K (znachenie g dlya takogo gaza priblizhaetsya k ⁵/₃). Ne menee vazhnym faktorom sleduet schitat' voznikayushuyu na opredelennom etape szhatiya neprozrachnost' tolshi zvezdy dlya neitrinnogo izlucheniya. Neitrino i antineitrino, besprepyatstvenno uhodivshie do etogo iz zvezdy, v novyh usloviyah budut pogloshat'sya veshestvom zvezdy. V rezul'tate summarnye poteri energii u zvezdy umen'shatsya, k tomu zhe odnovremenno voznikayushii perenos energii neitrinnym izlucheniem iz centra zvezdy v ee vnesh. sloi mozhet neposredstvenno zatrudnit' G. k. vnesh. sloev zvezdy. Mozhno schitat', chto vozniknovenie neitrinnoi neprozrachnosti na takoi stadii G. k., kogda vosstanovilas' dostatochnaya uprugost' veshestva (g > ⁴/₃), sposobstvuet ostanovke G. k. Teoriya neitrinnyh poter' energii, vklyuchaya voprosy neprozrachnosti i perenosa energii neitrinnym izlucheniem, yavl. odnoi iz glavnyh zadach v issledovanii G. k. V principe ostanovke G. k. mogut sodeistvovat' takzhe vrashenie i magn. pole zvezdy, no kolichestvenno eti vazhnye effekty poka uchest' dovol'no trudno.

K momentu ostanovki G. k. u zvezdy obrazuetsya rezko vyrazhennaya geterogennaya struktura: sil'no szhatoe yadro s massoi $\thicksim \mathfrak M$ i sravnitel'no malo szhavshayasya s nachala G. k. obolochka, soderzhashaya ostal'nuyu massu zvezdy. Kak pokazyvayut raschety, posle ostanovki G. k. central'noi oblasti zvezdy vnesh. sloi prodolzhayut padat' k centru i, natolknuvshis' na plotnoe yadro, bystro tormozyatsya. Tormozhenie padayushego, ili akkreciruyushego (sm. Akkreciya), veshestva osushestvlyaetsya v oblasti udarnogo skachka na granice yadra i padayushei obolochki. Pri dostatochno rezkoi ostanovke szhatiya yadra etot skachok mozhet preobrazovat'sya v moshnuyu udarnuyu volnu, rasprostranyayushuyusya ot granicy yadra k periferii zvezdy. Na ris. 3, postroennom na osnove odnogo iz raschetov G. k. s ochen' rezkoi ostanovkoi dlya zvezdy s $\mathfrak M \thicksim 10\mathfrak M_\odot$ pokazano, kak po mere rasprostraneniya udarnoi volny dvizhenie veshestva k centru tormozitsya i smenyaetsya razletom naruzhu. Pervonachal'no (ris. 3) udarnaya volna sformirovalas' kak udarnyi skachok pri $\Delta \mathfrak M/\mathfrak M \approx 0,1$ v moment 0,56s. Ona prodolzhaet sushestvovat' do momenta 1,75s v vide udarnogo skachka, poka veshestvo za ee frontom polnost'yu tormozitsya. V dal'neishem proishodit rasprostranenie udarnoi volny. Ee skorost' vozrastaet s priblizheniem fronta volny k poverhnosti zvezdy, t. k. ona dvizhetsya iz plotnyh ko vse bolee razrezhennym sloyam veshestva. Udarnaya volna uskoryaetsya takzhe za schet detonacii yadernogo goryuchego vo vnesh. sloyah zvezdy. Osn. processom takogo roda, uchityvaemym v raschete, yavl. prevrashenie yader 2¹⁶₈O ® ³²₁₆S + 16,54 MeV. V konce koncov udarnaya volna mozhet vyzvat' otryv chasti obolochki ot zvezdy. Primerno tak mogla by proishodit' vspyshka sverhnovoi zvezdy.

Ris. 3. Raspredelenie skorostei i dvizheniya sloev zvezdy s maccoi $10\mathfrak M_\odot$ v zavisimosti ot velichiny $\Delta \mathfrak M/\mathfrak M$ , (t. e. doli massy zvezdy, raspolozhennoi glubzhe dannogo sloya) v razlichnye momenty gravitacionnogo kollapsa. Nachalo otscheta vremeni uslovnoe. Samyi krutoi uchastok krivyh predstavlyaet soboi front udarnoi volny, rasprostranyayusheisya k poverhnosti zvezdy. Na krivoi dlya momenta vremeni 37,6 s otmechena parabolicheskaya skorost' (otryva vneshnih sloev), ravnaya v rassmatrivaemom sluchae 3,5^.10³ km/s. Vse sloi zvezdy pravee etoi tochki obrazuyut vposledstvii sbroshennuyu obolochku.

No v bolee posledovatel'nyh raschetah G. k. s ostanovkoi dostatochno moshnoi udarnoi volny so skol'ko-nibud' znachitel'noi kinetich. energiei razleta otorvavshihsya sloev ne poluchaetsya. V raschete G. k. dlya zvezdy s massoi $2\mathfrak M_\odot$ (sluchai VV` na ris. 2) voobshe ne poluchilos' nikakogo vybrosa vnesh. sloev, dazhe s uchetom effekta vrasheniya. Nablyudeniya zhe, naprotiv, svidetel'stvuyut o tesnoi svyazi neitronnyh zvezd-pul'sarov i vspyshek sverhnovyh. S etoi tochki zreniya osobyi interes predstavlyayut issledovaniya G. k. dlya zvezd malyh mass, priblizhayushihsya k t. n. Chandrasekara predelu ( $\approx 1.2\mathfrak M_\odot$ dlya zheleznoi zvezdy i $\approx 1.4\mathfrak M_\odot$ dlya uglerodnoi). Delo v tom, chto v etih issledovaniyah byl obnaruzhen ves'ma effektivnyi mehanizm vybrosa obolochki zvezdy (sm. razdel 4). Na ris. 2 nanesena traektoriya SS`, izobrazhayushaya G. k. dlya centra zvezdy s massoi $\mathfrak M = 1.4\mathfrak M_\odot,$ k-ryi soprovozhdaetsya vybrosom vnesh. sloev (kachestv. storonu etogo effekta poyasnyaet ris. 3).

4. Termoyadernyi vzryv uglerodno-kislorodnyh zvezd ( $\mathfrak M_{CO}<1.4\mathfrak M_\odot$ ) i razvitie gravitacionnogo kollapsa

Vyshe uzhe govorilos', chto glavnym mehanizmom, privodyashim k potere gidrostatich. ustoichivosti malomassivnyh zvezd, yavl. beta-prevrasheniya, a tochnee - zahvat elektronov yadrami i protonami, t. e. neitronizaciya veshestva. Yasno, chto process neitronizacii budet sodeistvovat' G. k., poskol'ku pri zahvate elektronov snizhaetsya elektronnoe davlenie, a takzhe unositsya iz zvezdy v vide neitrino opredelennaya energiya. Zametim, chto vnutri malomassivnoi zvezdy davlenie vyrozhdennogo gaza elektronov - osn. chast' davleniya veshestva (sm. nachalo traektorii SS` na ris. 2). G. k. malomassivnyh zvezd otlichaetsya ot G. k. massivnyh zvezd eshe v odnom otnoshenii. Posle "sgoraniya" geliya i obrazovaniya uglerodno-kislorodnogo yadra zvezdy (ris. 1) ee dal'neishaya evolyuciya protekaet razlichno v zavisimosti ot massy obrazovavshegosya yadra. G. k. massivnyh zvezd, s $\mathfrak M <1.4\mathfrak M_\odot$ , razvivaetsya (posle obrazovaniya zheleznogo yadra zvezdy) tak, kak bylo opisano na primere G. k. zvezd s $\mathfrak M =2\mathfrak M_\odot$ i s $\mathfrak M =10\mathfrak M_\odot$ . V malomassivnyh zvezdah, s $\mathfrak M <1.4\mathfrak M_\odot$ , G. k. mozhet nachat'sya ran'she, pri vygoranii ugleroda. Raschety pokazyvayut, chto eto vygoranie protekaet, kak pravilo, burno, s narusheniem gidrostatich. ravnovesiya zvezdy i perehodit v termoyadernyi vzryv s bol'shim vydeleniem energii.

Odnako, nesmotrya na vzryvnoe gorenie ugleroda i kisloroda, etot slozhnyi process v konechnom schete mozhet privesti vse-taki k razvitiyu G. k., a ne k vzryvu zvezdy. Etomu sposobstvuyut intensivnaya neitronizaciya produktov goreniya (yader gruppy zheleza) i soprovozhdayushie ee znachit. poteri energii za schet neitrinnogo izlucheniya. Intensivnost' ukazannyh processov bystro rastet s uvelicheniem plotnosti v centre zvezdy. Iz raschetov sleduet, chto termoyadernyi vzryv uglerodno-kislorodnoi zvezdy deistvitel'no perehodit v G. k., esli centr. plotnost' zvezdy do nachala vygoraniya prevyshaet znachenie r_s »10¹⁰ g/sm³. Principial'naya vozmozhnost' G. k. takzhe vytekaet iz sravneniya chandrasekarovskogo predela dlya zheleznoi zvezdy ( $1.2\mathfrak M_\odot$ ) n massy rassmatrivaemoi uglerodno-kislorodnoi zvezdy ( $1.4\mathfrak M_\odot$ ). Prevyshenie massy poslednei nad chandrasekarovskim predelom yavl. neobhodimym usloviem G. k., a $\rho_c \gtrsim10^{10}$ g/sm³ - dostatochnym usloviem.

Ris. 4. Izmenenie so vremenem radiusov sloev
uglerodno-kislorodnoi zvezdy s
massoi $1.4\mathfrak M_\odot$ v processe razvitiya
termoyadernogo vzryva ugleroda i prevrasheniya
vzryva v gravitacionnyi kollaps. Kazhdyi sloi,
oboznachennyi sootvetstvuyushei krivoi,
harakterizuetsya chast'yu massy zvezdy
$\Delta \mathfrak M$ , zaklyuchennoi vnutri etogo sloya.

Prevrashenie termoyadernogo vzryva v G. k. illyustriruet ris. 4, gde izobrazheno izmenenie so vremenem radiusov nesk. sloev uglerodno-kislorodnoi zvezdy (traektoriya ee centr, tochki SS` dana na ris. 2). V moment vremeni t = 3,3 s (vremya otschityvaetsya ot momenta, kogda temp-pa v centre zvezdy dostigla znacheniya 6^.10⁸K, dostatochnogo dlya razvitiya vzryvnogo termoyadernogo goreniya ugleroda) radiusy vseh sloev rezko umen'shayutsya, chto i oznachaet perehod vzryva v G. k.

Razvivayushiisya G. k. soprovozhdaetsya vse vozrastayushim potokom neitrinnogo izlucheniya, k-ryi, chastichno peredavaya svoyu energiyu veshestvu vnesh. sloev zvezdy, znachitel'no uskoryaet termoyadernoe gorenie ostatkov ugleroda v etih sloyah. Formiruetsya moshnaya detonac. volna s polozhit. skorostyami veshestva pozadi fronta, dostatochnymi dlya otryva naruzhnoi obolochki. Detal'nyi uchet etogo mehanizma v raschetah i pokazyvaet, chto razletayusheisya obolochke peredaetsya energiya ~10⁵⁰ erg. Zatem kinetich. energiya obolochki mozhet uvelichit'sya (no uzhe v gorazdo bolee medlennom tempe, za 10⁵-10⁶ s) za schet effektov vrasheniya i davleniya magn. polya do velichiny ~10³¹ erg, chto sootvetstvuet energii obolochki tipichnoi sverhnovoi zvezdy. Esli v uglerodno-kislorodnoi zvezde central'naya plotnost' dokriticheskaya ( $\rho_c \lesssim 10^{10}$ g/sm³), to pri termoyadernom gorenii v nei mozhet ili spokoino obrazovat'sya zheleznoe yadro v rezul'tate vygoraniya chasti veshestva, ili razvit'sya pul'sacionnyi rezhim termoyadernogo goreniya ugleroda s posleduyushim vzryvom zvezdy. Teoriya evolyucii zvezd pokazyvaet, chto razlichie v znacheniyah centr. plotnosti uglerodno-kislorodnyh zvezd, opredelyayushee ih dal'neishuyu sud'bu, mozhet byt' vyzvano usloviyami razvitiya zvezd v sostave tesnyh dvoinyh sistem.

5. Vspyshki sverhnovyh zvezd, statistika kollapsiruyushih zvezd, vozmozhnosti nablyudenii

Teoriya G. k. privodit, sledovatel'no, k vyvodu, chto so vspyshkami sverhnovyh svyazan kollaps malomassivnyh uglerodno-kislorodnyh zvezd, s massoi ok. $1.4 \mathfrak M_\odot$ . Dopolnit. analiz pokazyvaet, chto G. k. s obrazovaniem goryachei neitronnoi zvezdy i vybrosom (v dva etapa) vnesh. obolochki mozhno otozhdestvit' so sverhnovymi I tipa. V to zhe vremya vzryv zvezdy bez obrazovaniya neitronnoi zvezdy mozhno postavit' v sootvetstvie so sverhnovymi II tipa. Sleduet vse zhe zametit', chto takie otozhdestvleniya ne vpolne odnoznachny i ne isklyuchayut dr. variantov. Teoreticheski vozmozhen G. k. bez vspyshki sverhnovoi, kak eto bylo ustanovleno v raschetah G. k. massivnyh zheleznyh yader zvezd. Pri etom processe G. k. mozhet zavershat'sya rozhdeniem neitronnyh zvezd ili chernyh dyr.

K sozhaleniyu, poka trudno skazat' chto-libo opredelennoe ob otnosit. chastote razlichnyh ishodov evolyucii zvezd, i v chastnosti o chastote G. k. Sushestvuyushaya statistika zvezd utverzhdaet, chto chislo zvezd s $\mathfrak M > \mathfrak M_0$ , okanchivayushih svoyu yadernuyu evolyuciyu, rastet s umen'sheniem $\mathfrak M_0$ kak $\mathfrak M_0^{-1,4}$ . V Galaktike, soglasno etoi statistike, dlya $\mathfrak M_0 = 1,2\mathfrak M_\odot$ chislo "umirayushih" zvezd za god sostavlyaet »1. No statistika ne uchityvaet processov poteri massy zvezdami v hode evolyucii, a takzhe ryad dr. vazhnyh effektov, ona, veroyatnee vsego, preuvelichivaet chastotu G. k. V to zhe vremya vyvod o preobladayushem vklade zvezd malyh mass v chislo zvezd, zavershayushih evolyuciyu gravitac. kollapsom, kazhetsya pravdopodobnym. Krome togo, sleduet podcherknut', chto massa zvezdy, o k-roi idet rech' v teorii pozdnih stadii evolyucii, na samom dele predstavlyaet soboi massu uglerodno-kislorodnogo yadra zvezdy, imeyushei geterogennuyu strukturu giganta s plotnym yadrom i razrezhennoi obolochkoi. Iz raschetov evolyucii zvezd izvestno, chto massa yadra v nesk. raz men'she massy vsei zvezdy (napr., massa yadra, ravnaya $10\mathfrak M_\odot$ , sootvetstvuet polnoi masse zvezdy $\mathfrak M = 32\mathfrak M_\odot$ ). Poka trudno ukazat' znachenie naimen'shei massy kollapsiruyushih zvezd, no ono, ochevidno, dolzhno prevyshat' chandrasekarovskii predel zheleznoi zvezdy ( $\approx 1.2\mathfrak M_\odot$ ).

Esli massa goryachei neitronnoi zvezdy $\mathfrak M \lesssim 2\mathfrak M_\odot$ takaya neitronnaya zvezda posle korotkogo perioda intensivnogo neitrinnogo ohlazhdeniya (nesk. desyatkov sekund) ne dolzhna ispytyvat' relyativistskoi G. k. i mozhet nablyudat'sya v vide istochnika postepenno oslabevayushego teplovogo rentg. izlucheniya, a takzhe dolgoe vremya v vide pul'sara s izlucheniem v diapazone ot radiovoln do gamma-luchei.

V teorii G. k. osobenno interesen vopros o neitrinnom izluchenii. V hode G. k. izluchayutsya v vide impul'sa prodolzhitel'nost'yu 10-30 s neitrino v i antineitrino $\tilde \nu$ s polnoi energiei »3^.10⁵³ erg. V pervom priblizhenii mozhno schitat', chto v i $\tilde \nu$ v etom impul'se predstavleny v primerno ravnyh kolichestvah, prichem energiya otdel'noi chasticy v srednem sostavlyaet 10-15 MeV. Raschetnaya krivaya neitrinnoi svetimosti $L_{\nu \tilde \nu}$ zvezdy s massoi $2\mathfrak M_\odot$ izobrazhena na ris. 5. Nachalo otscheta vremeni vybrano proizvol'no, kogda sr. opticheskaya tolsha zvezdy $\tau_{\nu \tilde \nu} = 0,001$ . Znacheniya optich. tolshi $\tau_{\nu \tilde \nu}$ ukazany okolo vertikal'nyh strelok. Osn. chast' krivoi neitrinnoi svetimosti sootvetstvuet usloviyam neitrinnoi neprozrachnosti yadra zvezdy ( $\tau_{\nu \tilde \nu}\ge 1$ ). Tochka F ukazyvaet moment prekrasheniya gidrodinamich. rascheta G. k. Bukvami A, V i S oboznacheny razlichnye fazy G. k., k-rye harakterizuyutsya sleduyushimi dannymi:

	A	B	C
$\varepsilon_{\nu \tilde \nu}/10^{52}$ , erg	1	17	30
$\bar \epsilon_{\nu \tilde \nu}$ , Mev	12	14	15
Dt, c	0,04	3,1	15

Zdes' $\varepsilon_{\nu \tilde \nu}$ - polnaya energiya vseh sortov neitrino, vklyuchaya elektronnye i myuonnye; $\bar \epsilon_{\nu \tilde \nu}$ - sr. energiya neitrino i antineitrino; Dt - prodolzhitel'nost' sootvetstvuyushei fazy G. k.

Ris. 5. Izmenenie neitrinnoi svetimosti
$L_{\nu \tilde \nu}$ zvezdy massoi $2\mathfrak M_\odot$ v processe
gravitacionnogo kollapsa (sootvetstvuet krivoi BB` na ris. 2).

Znachit. dlitel'nost' neitrinnogo svecheniya ob'yasnyaetsya tem, chto osn. dolya energii izluchaetsya ne v processe bystroi gidrodinamich. stadii G. k., a na posleduyushei stadii akkrecii veshestva vnesh. sloev (faza V, ris. 5) i ohlazhdeniya goryachei gidrostaticheski ravnovesnoi neitronnoi zvezdy (faza S). Neitrinnyi impul's, izluchennyi kollapsiruyushei v predelah nashei Galaktiki zvezdoi, v principe mozhet byt' zaregistrirovan na imeyushihsya uzhe detektorah neitrinnogo izlucheniya (sm. Neitrinnaya astronomiya). Obnaruzhenie neitrinnogo impul'sa stalo by neposredstvennoi nablyudatel'noi proverkoi teorii G. k. V chastnosti, ono pozvolilo by proverit' vazhnyi vyvod teorii o vozmozhnosti G. k., protekayushego bez sbrosa obolochki i, sledovatel'no, bez nablyudaemyh effektov tipa vspyshek sverhnovyh. Takih processov v Galaktike mozhet proishodit', kak uzhe govorilos', »1 v god.

V processe G. k. zvezdnyh yader s massoi, ne prevyshayushei massu holodnoi neitronnoi zvezdy ( $\approx 2\mathfrak M_\odot$ ), effekty obshei teorii otnositel'nosti (OTO) ne ochen' sushestvenny, hotya ih nuzhno budet uchityvat' pri posleduyushem razvitii teorii G. k. Odnako effekty OTO imeyut reshayushee znachenie dlya relyativistskogo G. k., k-rym zakanchivaetsya evolyuciya massivnyh zvezdnyh yader.

Lit.: Zel'dovich Ya. B., Novikov P. D., Teoriya tyagoteniya i evolyuciya zvezd, M., 1971; Shklovskii I. S., Sverhnovye zvezdy i svyazannye s nimi problemy, 2 izd., M., 1976, s. 398 i posl.; Na perednem krae astrofiziki, per. s angl., M., 1979; Imshennik V. S., Nadezhin D. K., Konechnye stadii evolyucii zvezd i vspyshki sverhnovyh, v kn.: Itogi nauki n tehniki. Ser. Astronomiya, t. 21, M., 1982.

(V.S. Imshennik)

V. S. Imshennik, "Fizika Kosmosa", 1986
Glossarii Astronet.ru

A | B | V | G | D | Z | I | K | L | M | N | O | P | R | S | T | U | F | H | C | Ch | Sh | E | Ya

Publikacii s klyuchevymi slovami: gravitacionnyi kollaps Publikacii so slovami: gravitacionnyi kollaps
Sm. takzhe: Mogut li chernye dyry poyavit'sya na svet? Zvezdnye voiny v NGC 664 Gravitacionnyi kollaps

Mneniya chitatelei [2]

Versiya dlya pechati