Размерности и подобие астрофизических величин
<< § 6.3 Автомодельные движения в звездах и протозвездах | Оглавление | § 7.1 Система уравнений и параметры звездных систем >>
§ 6.4 Численное моделирование вспышек и коллапса звезд
С помощью методов автомодельных движений можно решать многие астрофизические задачи. Но, к сожалению, эти решения очень ограничены и далеко не всегда удается получить всю нужную информацию, чтобы понять особенности явления. Поэтому в последнее время все большее значение придается численному моделированию нестационарных движений в звездах.
Одна из важнейших задач такого типа - анализ сжатия звезды после исчерпания в ней термоядерных источников энергии. Как известно, максимальная энергия связи на один протон или нейтрон достигается у ядер группы железа. Это означает, что если в процессе все большего повышения температуры в ядре звезд происходит включение все более сложных термоядерных реакций, то они заканчиваются после того, как в звезде образуется железное ядро (если это возможно - соответствующие условия реализуются, по-видимому, в достаточно массивных звездах). После этого термоядерные реакции в центре звезды не могут быть экзотермичными.
Железное ядро подобной массивной звезды окружено слоями вещества с постепенным уменьшением содержания тяжелых элементов и увеличением содержания легких элементов по мере перехода к поверхности. В частности, имеются, по-видимому достаточно массивные слои с заметным содержанием кислорода и углерода. Возможно, что в самых наружных слоях сохраняется много гелия и даже водорода.
После образования железного ядра начинается сжатие звезды, которое уже не может быть остановлено выделением энергии в каких-либо термоядерных реакциях в центральной части звезды. Сжатие приобретает катастрофический характер, в звезде образуется ударная волна, за фронтом которой температура резко повышается. Это приведет к возможной детонации несгоревших элементов, в первую очередь кислорода, в более высоких слоях. Тогда здесь произойдет взрывное освобождение большого количества энергии, и значительная часть вещества звезды разлетится, - так, по существующему представлению, объясняется явление сверхновых.
Однако на самом деле картина сложнее. Разогревание центральных частей звезд сопровождается генерацией большого количества нейтрино, которые уносят заметную часть энергии. Поэтому ударная волна может и не образоваться. Сжатие звезды с прекратившимися термоядерными реакциями может произойти спокойно, без взрывов. Более того, потери энергии на нейтринное излучение, не позволяя температуре повышаться слишком сильно, остановят ядерную эволюцию звезды еще задолго до образования железного ядра.
Однако нейтрино, образовавшиеся в центре, могут быть поглощены в более высоких слоях звезды, куда они перенесут энергию сжатия - это так называемый эффект депозии. Тогда оболочка звезды испытает сильный нагрев и благодаря этому может быть сброшена. Это явление также часто привлекают для объяснения сверхновой. Таким образом, точный и уверенный учет нейтринных потерь является определяющим для этих фаз эволюции. К сожалению, мы еще далеки от этого идеала. Кроме того, весь расчет зависит и от предположений о составе звездного вещества в конце стадии термоядерных реакций - а это тоже делается весьма произвольно. Есть и другие трудности.
Тем не менее было проведено несколько расчетов сжатия и взрыва ЗЕезд в конце фазы термоядерных реакций (см. [39-42]). Результаты этих расчетов можно совсем грубо суммировать следующим образом.
Звезды с массой М ≲ 4М☉ в процессе сжатия после исчерпания термоядерных источников энергии уже оказываются настолько плотными, что возможен эффект депозии. Оболочка этих звезд поглощает нейтринное излучение, нагревается и сбрасывается. Основная часть звезды превращается в нейтронную звезду, если ее масса меньше предела Оппенгеймера - Волкова, либо уходит в свою "черную дыру".
У звезд большей массы - 4М☉ ≲ М ≤ 15М☉ - нейтринное излучение поглощается в самих коллапсирующих ядрах после достижения определенной плотности. На этом этапе сжатие ядра приостанавливается, а падение на него внешних слоев звезды приводит к быстрой детонации сохранившегося кислорода. Происходит взрыв, некоторая часть звезды разбрасывается и масса остатка может оказаться меньшей предела масс нейтронных звезд.
Звезды еще бóльших масс - 15М☉ ≲ М ≤ 40М☉, вероятно, настолько быстро коллапсируют, что время сжатия оказывается меньше характерного времени детонации, и они быстро уходят в свою "черную дыру", не успев взорваться и разбросать массу. Вообще у очень массивных звезд эволюция настолько быстрая, что коллапс может произойти еще до того, как в центре образуется железное ядро (см. [43]).
Подробный расчет процесса сжатия и детонации кислорода был проведен Л. И. Ивановой, В. С. Имшенником, Д. К. Надежиным [42] для звезд с массами 10 М☉ и 30 М☉. Расчет показал, что весь процесс сжатия продолжается около минуты или даже десятка секунд. В центре звезды температура достигает 2 ⋅ 1010 -5 ⋅ 1011 градусов при плотности 1010-1013 г/см3. При детонации в ударной волне, образовавшейся при остановке сжатия ядра, сгорает до 80-90% кислорода, еще сохранившегося в более высоких слоях. Это и приводит к сбросу оболочки с кинетической энергией 1049-1050 эрг у звезд с массой 10 М☉. Для звезд с массой 30 М☉ сброса оболочки в расчетах не получалось.
Масса сброшенных оболочек порядка (0,1-0,25) М☉ и их скорость (10-14) ⋅ 108 см/сек. Скорость соответствует данным наблюдений сверхновых II типа, но масса и кинетическая - энергия оболочки оказались согласно расчетам несколько меньшими, чем нужно для объяснения наблюдений.
Авторы работы [42] подчеркивают, что для сброса большой оболочки необходима детонация кислорода, оставшегося во внешних частях звезды. Если детонации кислорода нет, то сбрасывается не более 0,01 М☉.
Гравитационная и тепловая энергии сжатия звезды достигают в отдельных вариантах ∼ 1053 эрг, и только небольшая часть этой энергии (доли процента) передается в виде кинетической энергии сброшенной оболочке. Значительная часть энергии (∼ 1053-1054 эрг) уносится нейтрино, но важно то, что нейтринный всплеск имеет малую длительность ∼ 0,3 сек. В последнее время указанные выше пределы масс довольно сильно изменились, главным образом в сторону уменьшения, так как оказалось, что сброс оболочек в процессе сжатия ядра звезды требует гораздо более жестких условий.
Явления, происходящие в оболочке вспыхнувшей сверхновой, можно рассматривать до какой-то степени независимо от причин вспышек. В частности, можно подобрать условия распространения ударной волны от вспышки в атмосфере звезды в состоянии перед вспышкой (сверхновой так, чтобы объяснить наибольшее количество наблюдаемых фактов и тем самым попытаться оценить условия, благоприятствующие вспышке сверхновой. Э. К. Грасберг, В. С. Имшенник и Д. К. Надежны [44, 45] показали, что если звезда в состоянии перед вспышкой обладает очень протяженной оболочкой (до 104 R☉), то это позволяет лучше объяснить наблюдательные данные. Однако Д. К. Надежин нашел, что можно объяснить наблюдаемые кривые блеска в предположении компактной структуры звезды перед вспышкой, если считать, что энергия взрыва выделяется медленно - в течение 2-20 дней. Впрочем, изложение и объяснение всего комплекса явлений при вспышках сверхновых не входит в нашу задачу.
Численное моделирование задач о движении газа и возникновении ударных волн в звездах еще находится на начальном этапе своего развития. Здесь много трудностей, для преодоления которых необходимы как все более мощные ЭВМ, так и более ясное понимание физики явления.
<< § 6.3 Автомодельные движения в звездах и протозвездах | Оглавление | § 7.1 Система уравнений и параметры звездных систем >>
