Astronet Астронет: С. И. Блинников/Коуровка Гамма-всплески и сверхновые
http://variable-stars.ru/db/msg/1176534/node3.html
Гамма-всплески и сверхновые
<< 1. Введение | Оглавление | 3. Асимметрия взрыва >>

2. Коллапсирующие сверхновые

Коллапс ядра должен развиваться в конце жизни массивных звезд после исчерпания запасов ядерного горючего. Еще в работах Бааде и Цвикки в 1930-х годах была высказана идея о связи вспышек сверхновых с образованием нейтронных звезд, однако до сих пор количественная теория для механизма взрыва при коллапсе далека от завершения. Из простой оценки для гравитационной энергии следует, что при образовании нейтронной звезды с массой и радиусом см высвобождается энергия порядка эрг. Однако эта энергия выделяется в основном в виде нейтрино, а не в виде космических лучей или фотонов, как думали Бааде и Цвикки. Не удается просто оценить энергию, которая передается оболочке вокруг рождающейся нейтронной звезды и ведет к вспышке сверхновой. Даже детальные машинные расчеты дают противоречивые результаты из-за неопределенностей в уравнении состояния сверхплотного вещества, в скоростях реакций слабых взаимодействий, фундаментальных свойств нейтрино (например, их осцилляций), трудностей в описании переноса нейтрино и из-за возникновения конвекции. Если на главной последовательности звезда имела массу , то в конце ее эволюции образуется частично вырожденное ядро с массой, близкой к чандрасекаровскому пределу. В то же время плотность становится столь высокой ( г/см), что, благодаря большому химпотенциалу (энергии Ферми) электронов, даже при нулевой температуре начинают активно идти реакции нейтронизации:

(1)

На самом деле температура на этих стадиях достигает нескольких десятков кэВ, что ускоряет реакции захвата электронов. Поскольку электроны при таких плотностях релятивистские, показатель адиабаты близок к критическому значению 4/3. С ростом плотности число электронов на барион снижается, и давление в некоторый момент растет уже медленнее, чем , а это значит, что гравитация растет быстрее силы давления. Развивается катастрофическое сжатие - коллапс [2]. При начальной массе звезды масса и температура существенно выше, и коллапс начинается благодаря расщеплению ядер фотонами. При еще более высокой массе, , вклад в снижение упругости вещества и в потерю устойчивости начинает давать и процесс рождения пар . Следует иметь в виду, что приведенные здесь значения масс очень приближенны, поскольку звезды непрерывно теряют массу, вращаются, входят в двойные системы и т.д., а эти факторы учитываются современной теорией еще очень грубо. Когда коллапс вступает на динамическую стадию, центральные области звезды за время , т.е. за доли секунды, достигают плотности ядерной материи. За столь короткое время диффузия фотонов и электронная теплопроводность никак не могут эффективно отводить тепло, поэтому температура поначалу растет почти адиабатически. Большинство нуклонов остаются связанными в ядрах почти до плотностей, когда ядра начинают касаться друг друга. Только при таких плотностях упругость вещества резко возрастает и коллапс может быть остановлен, если масса не превышает определенного предела. Обратное движение (отскок, bounce) вещества, порождает ударную волну на расстоянии около 50 км от центра, которая сильно нагревает вещество. Тогда появляется много свободных нуклонов из-за разрушения ядер и становятся важны такие процессы:

(2)

(3)

а также процесс нейтринной аннигиляции электрон-позитронных пар:

(4)

который является также одним из важнейших на поздних стадиях эволюции массивных звезд. Порядковая оценка сечений слабых взаимодействий , где  - характерная энергия процесса, , а - постоянная Ферми. Если измерять энергию частиц в МэВ, то удобно записать    смМэВ. При температурах в десятки МэВ, достигаемых при коллапсе, оценка сечения показывает, что нейтрино бурно рождаются и, казалось бы, могут легко передать энергию оболочке. При образовании нейтронной звезды нейтрино уносят более эрг, т.е. около 10 % солнечной массы! Если бы один процент этой энергии был захвачен оболочкой звезды, то проблема механизма взрыва сверхновых при коллапсе была бы решена. Из оценки видно, что при плотностях выше примерно г/см пробег нейтрино действительно мал - он может стать на 5-6 порядков меньше размеров горячей нейтронной звезды. В глубоких слоях пробег определяется в основном реакциями, обратными к процессам (2), (3). Вблизи нейтриносферы и над ней более важны процессы когерентного рассеяния нейтрино на сохранившихся ядрах. Из-за малых пробегов нейтрино медленно диффундируют наружу, теряют энергию и не могут сбросить оболочку. Для нагрева и сброса внешних слоев коллапсирующего ядра звезды может быть важен также процесс, обратный (4):

   фотоны

Пары всех сортов нейтрино должны образовываться при коллапсе в больших количествах. Впервые подробные спектры нейтрино были рассчитаны в работах Надежина [2]. К сожалению, нейтрино слишком мягки, чтобы этот процесс был важен для сверхновых. Вот если жесткие нейтрино вырываются в пустоту, там он может дать много гамма-квантов! На самом деле процесс был предложен Березинским и Прилуцким [9] для объяснения гамма-всплесков еще раньше, чем его начали пытаться применять для сверхновых.
<< 1. Введение | Оглавление | 3. Асимметрия взрыва >>

Rambler's Top100 Яндекс цитирования