Нейтронізація речовини. Наднові зірки

При високих температурах і густинах прямі і зворотні ядерні реакції, що йдуть з випромінюванням або поглинанням фотона, знаходяться в рівновазі (тобто число прямих реакцій в одиницю часу дорівнює числу зворотних). Якби ядро зірки було оточено адіабатичною оболонкою і не стискувалося, то при досягненні рівноважних параметрів у ньому встановилася б ядерна статистична рівновага і речовина представляла б із себе суміш фотонів, нейтронів, альфа-частинок і ядер хімічних елементів, концентрація яких обчислювалася б за формулами статистичної фізики. Однак цього не відбувається через те, що енергія, що іде на дисоціацію ядер, черпається з від’ємної потенційної гравітаційної енергії. При цьому стискування не супроводжується збільшенням тиску, як це було у випадку стійкої зірки, оскільки дисоціація ядер представляє із себе фазовий перехід першого роду - енергія витрачається на зміну внутрішніх ступенів вільності частинок, а не на збільшення енергії їхнього трансляційного руху, що визначає тиск невиродженого газу. Тому через дисоціацію ядер збільшення тиску при рості густини недостатнє для компенсації сил гравітації. Зростання густини супроводжується включенням інших фізичних процесів (нейтронізація речовини при захопленні вільних електронів протонами, що знаходяться у ядрах), при яких нейтрино відносять енергію з зірки і її стиснення ще більше прискорюється. Ці процеси проявляються у спалахах наднових зірок.

Спалахи наднових - один з найпотужніших катастрофічних природних процесів. Спалахи наднових зв'язані або з колапсом ядер масивних зірок (т.зв. спалахи II типу), або з термоядерним вибухом білих карликів (I тип). За сучасними уявленнями, у зірках із масою більше ~10M$ на головній послідовності термоядерна еволюція проходить у невироджених умовах аж до утворення самих стійких елементів групи заліза (Fe, Ni, Co). Маса ядра зірки, що еволюціонує, слабко залежить від повної маси зірки і становить близько 2-2,5 M$ навіть для самих масивних зірок головної послідовності. Колапс ядра ініціюється нейтронізаціею речовини, а в більш масивних зірках з'являються додаткові причини нестійкості - при температурах 5-10×10⁹ К починається фотодисоціація ядер заліза, а при більш високих температурах - дисоціація гелію

Розпад ядер вимагає значних витрат енергії, тому що являє собою як би весь ланцюжок термоядерних реакцій синтезу водню в залізо, але який іде в зворотному напрямку, не з виділенням, а з поглинанням енергії. Речовина втрачає пружність, ядро стискується, температура зростає, але не так швидко, щоб призупинити стискування. Велика частина енергії, що виділяється при стисненні, уноситься нейтрино. Таким чином, у результаті нейтронізації речовини і дисоціації ядер відбувається як би вибух зірки усередину (імплозія).

Речовина центральної області зірки падає до центру зі швидкістю вільного падіння. Гідродинамічна хвиля розрідження, що утворюється при цьому, втягує послідовно в режим падіння більш віддалені від центру шари зірки.

Радіус нейтронних зірок становить близько 10 км. Повна енергія, що виділяється при колапсі, що приводить до спалаху наднової другого типу, 5×10⁴⁶ Дж. Більша частина цієї енергії уноситься нейтрино.

Колапс, що почався, може зупинитися пружністю речовини, що досягла ядерної густини. При цьому утвориться нейтронна зірка. Оболонка зірки одержує величезний імпульс (можливо, який передається за допомогою нейтрино або магнітного поля ядра, що обертається) і скидається в міжзоряний простір із швидкістю порядку 10000 км/с. Такі залишки спалахів наднових при розширенні взаємодіють із міжзоряним середовищем (утворюючи ударні хвилі) і помітно світяться протягом приблизно 10000 років.

В деяких типах залишків основна енергія в оболонку надходить у вигляді релятивістських частинок, породжених нейтронною зіркою, що швидко обертається, із сильним магнітним полем (пульсар). Добре відомий приклад молодого залишку наднової - Крабовидна туманність, залишок спалаху СН 1054 р. у сузір'ї Тільця.

При утворенні нейтронної зірки нейтрино через пружне розсіювання на електронах і ядрах не встигають покинути товщу речовини, що колапсує, за час колапсу (незважаючи на незначний переріз взаємодії). На якийсь час близько 10 сек. утворюється оптично товста для нейтрино оболонка. Час дифузії нейтрино крізь нейтриносферу і визначає характерну тривалість нейтринного імпульсу. Нейтринний імпульс був зареєстрований від наднової 1987А у Великій Магеллановій Хмарі на декількох нейтринних обсерваторіях.

При колапсі ядер самих масивних зірок (з масою > 40 M$) імплозія ядра, ймовірно, приводить до утворення чорної діри. Як випливає зі спостережень подвійних рентгенівських систем із чорними дірами, маси останніх лежать у широкому діапазоні від 4 до 20 сонячних.

За сучасними уявленнями спалах наднових типу I викликані термоядерним вибухом білого карлика, що входить до складу подвійної зоряної системи, при досягненні ними маси близької до межі Чандрасекара, у процесі перетікання речовини з сусідньої зірки, що розширилася в ході еволюції. Проста оцінка показує, що енергія, що виділяється в ході термоядерного горіння, досить для розсіювання речовини зірки.

Відмінна (і важлива) властивість СН типу I - слабка залежність потужності вибуху від початкових умов, викликана універсальністю верхньої межі маси для БК. Тому СН I у даний час використовуються як "стандартні свічі" для визначення відстаней до далеких галактик. Залежність видимий потік - відстань для джерел із стандартним енерговиділенням використовується для перевірки космологічних моделей. Так, із спостережень далеких СН Ia у 1998 р. стало ясно, що найкраща космологічна модель повинна включати значну космологічну сталу, що на великих масштабах ефективно діє як антигравітація і змушує Всесвіт розширюватися з прискоренням!

Самостійно розглянути фізично змінні зірки.

Дата добавления: 2014-01-11