АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2007, том 84, № 4, с. 308-316
УДК 524.352.7-464-565
ИЗУЧЕНИЕ НЕЙТРИННОГО МЕХАНИЗМА ВЗРЫВА СВЕРХНОВОЙ II ТИПА
© 2007 г. И. В. Байков1, В. М. Суслин1, В. М. Чечеткин1, В.Бычков2, Л. Стенфло2
1Институт прикладной математики, Москва, Россия 2Институт физики Университета г. Уми, Юми, Швеция Поступила в редакцию 14.09.2006 г.; после доработки 12.10.2006 г.
Предлагается новый механизм взрыва сверхновых II типа. Важным элементом модели является крупномасштабная конвекция, возникающая из-за неравновесной нейтронизации вещества в центральной области протонейтронной звезды. Проведены аналитические оценки и численное моделирование скорости конвекции, которые хорошо согласуются между собой. Крупномасштабная конвекция ведет к быстрому переносу нейтрино из центра звезды к отраженной ударной волне, образовавшейся при остановке коллапса вещества в протонейтронной звезде. Средняя энергия нейтрино при этом составляет 30—50 МэВ. Исследована зависимость средней энергии нейтрино от размеров конвективных ячеек — "пузырей". Проведены расчеты взаимодействия нейтрино с ударной волной. Показано, что скорость ударной волны вдоль оси вращения звезды превышает параболическую. Таким образом становятся возможными срыв оболочки и возникновение явления сверхновой, при этом структура оболочки оказывается сильно несимметричной и происходит образование нейтронной звезды.
PACS: 97.60.Bw, 97.10.Cv, 95.30.Tg
1. ВВЕДЕНИЕ
На протяжении последних десятилетий предпринимались многочисленные попытки обьяснить образование нейтронных звезд в результате взрыва гравитационных сверхновых II типа, т.е. в результате коллапса ядра массивной звезды. Впервые этот вопрос был рассмотрен в работе [1], где было проведено численное моделирование взрыва с учетом взаимодействия нейтринного излучения от ядра с падающей оболочкой звезды, что приводит к сбросу оболочки. Важным элементом модели является отраженная ударная волна (bounce shock), образующаяся в результате быстрого сжатия и торможения материи при ядерных плотностях коллапсирующего ядра. Однако дальнейшие исследования и численное моделирование взрыва сверхновых привели к определенным трудностям в предложенной модели. В работе Имшенника и Надежина [2] было показано, что при центральных плотностях, характерных для режима коллапса, вещество становится непрозрачным для объемного излучения нейтрино. Предполагая, что нейтрино выходит из протонейтронного ядра в режиме диффузии, получим характерное время выхода, составляющее порядка 10 с. В таком случае излучение нейтрино не успевает поддержать интенсивность отраженной ударной волны, которая останавливается и превращается в волну аккреции. Кроме того,
в процессе диффузии средняя энергия нейтрино уменьшается, что также делает сброс оболочки маловероятным. В работе [2] и дальнейших работах Д.К. Надежина были проведены численные эксперименты по коллапсу железного ядра с массой 2 и 10 при учете всех физических процессов в веществе звезды. При этом сброс оболочки сверхновой не был получен, либо происходил с энергией существенно меньше наблюдаемых значений. Вместо ожидаемой нейтронной звезды, коллапс ядра вел к "беззвучному" образованию "черной дыры". Таким образом, возникла задача о скорости выхода и о средней энергии нейтрино в сверхновых типа II.
В настоящее время предлагается два механизма для описания сверхновой. Первый предполагает быстрый сброс оболочки звезды за счет прохождения по ней ударной волны [3]. Во втором механизме предполагается нагрев вещества за фронтом ударной волны за счет потока нейтрино из нейтрино-сферы, что облегчает продвижение ударной волны и срыв оболочки [4]. Однако последующие расчеты показали [3], что эти два механизма неэффективны по нескольким причинам. В первой модели (так называемый "быстрый" механизм) ударная волна теряет часть своей энергии на расщепление ядер группы железа на свободные нуклоны, что подтвердило результаты работ [2]. Кроме того, когда волна достигает поверхности нейтриносферы, ней-
трино начинает уносить часть ее энергии. Давление в ударной волне уменьшается, ударная волна ослабевает и останавливается в потоке падающего вещества [3]. Действие второго механизма во многом определяется условиями в области между нейтриносферой и ударной волной и существенно зависит от светимости и средней спектральной энергии нейтрино. Необходимая светимость нейтринного потока может быть получена только за счет конвекции внутри нейтриносферы. В свою очередь, такая конвекция может развиться, только если нагрев вещества и формирование области неустойчивости вблизи нейтриносферы происходит быстрее движения вещества от ударной волны к поверхности протонейтронной звезды [5]. Необходимо отметить, что в данном случае речь идет о конвекции на малых масштабах, много меньших ядра звезды. Кроме того, запас энергии в нейтриносфере мал для сброса оболочки сверхновой.
В работе [5] был предложен другой специфический магнито-ротационный механизм сверхновой II типа. При коллапсе предсверхновой образуется быстро вращающаяся протонейтронная звезда, которая впоследствии разделяется на две части из-за секулярной неустойчивости. В результате рождается тесная двойная система нейтронных звезд, что сопровождается высвобождением большого количества нейтрино, которые были изначально заперты внутри более массивной протонейтронной звезды [6]. Наконец, в магнито-ротационном механизме взрыва сверхновой, предложенном в [7, 8], ударная волна образуется за счет энергии вращения, передаваемой в оболочку сверхновой магнитным полем.
В процессе коллапса железного ядра около 99% гравитационной энергии образующейся нейтронной звезды переходит в энергию электронного газа и впоследствии уносится нейтрино. Для того чтобы сбросить звездную оболочку, некоторая часть этой энергии должна быть передана внешним слоям звезды каким-то эффективным и быстрым механизмом. Конвекция как внутри, так и снаружи нейтриносферы может увеличить передачу энергии к фронту ударной волны. Однако для того, чтобы такая конвекция происходила, требуется выполнение определенных условий. Например, характерное время развития конвекции должно быть меньше времени аккреции и времени переноса нейтрино. К тому же конвекция требует постоянной подпитки энергии. Мы предлагаем новый механизм быстрого выхода потока нейтрино, связанный с крупномасштабной гидродинамической неустойчивостью в протонейтронной звезде [9]. Такая неустойчивость проявляется за очень малое характерное время (порядка 10"3 — 10"1 с) и может обеспечить сброс оболочки за счет энергии вращения и увеличения
потока нейтрино. Главная идея модели аналогична спиральной МГД-неустойчивости в плазменном цилиндре [10], подобные крупномасштабные неустойчивости наблюдались в экспериментах по управляемому ядерному синтезу. Как и в случае плазменной неустойчивости, в сверхновых быстрее всего растут крупномасштабные неоднородности. Аналитические оценки и расчеты для двумерной задачи показали, что горячие внутренние слои перемещаются к поверхности звезды за характерное время т ~ К/Узсиип4 (где К — радиус звезды, У30ипа — скорость звука) в виде крупномасштабных пузырей, а интенсивность нейтринного излучения может достигать 5 х 1052 эрг/с. Часть энергии, которая поглощается ударной волной, составляет 2.3 х 1024 эрг/г • с, что сопоставимо с потерями нейтринного излучения на ее фронте. Важно заметить, что процесс неравновесной нейтронизации вещества в центре протонейтронной звезды ведет к рождению нейтрино с высокой средней энергией 50—80 МэВ. Такие энергичные нейтрино поступают к фронту ударной волны при всплытии пузыря, они вполне могут поддерживать ударную волну и привести к сбросу оболочки сверхновой. В предлагаемой работе проведены расчеты взаимодействия нейтринного потока с расходящейся ударной волной.
2. РОЖДЕНИЕ крупных КОНВЕКТИВНЫХ СТРУКТУР
Как было показано в работах [11, 12], в молодой протонейтронной звезде в момент остановки коллапса возможна крупномасштабная неустойчивость из-за нагрева центральных областей звезды при неравновесной нейтронизации. Аналитические оценки скорости такой неустойчивости можно получить из следующих соображений. Хорошо известно [13], что конвективная неустойчивость возникает при выполнении условия
g х у« > 0,
(1)
где g — ускорение поля тяжести, а в — энтропия на единицу массы. При плотностях порядка р =
= 1014 г/см3 давление вещества определяется в основном вырожденным нерелятивистским нейтронным газом. В этом случае энтропия на единицу массы вычисляется как [14]
/ п )2/3 ТтП/3
V 3 У П2р2/3
(2)
где Т — температура, тп — масса нейтрона, Н — постоянная Планка. Поскольку поле тяжести направлено к центру звезды, то из неравенства (1)
Р х 1.0
1014 г/см3
0.05 010 0.15 0.20
r, 2 х 107 см
Рис. 1. Начальное распределение плотности.
dT/dr, К/см 0
-4
-12
0.05 0.10 0.15 0.20
r, 2 х 107 см
Рис. 2. Начальный градиент температуры.
следует условие возникновения конвекции в гравитационных сверхновых:
1 dT
T~dr
2 dp 3p dr
< 0,
P
5 m,n3
Характерное распределение плотности в центре нейтронной звезды приведено на рис. 1. Из (4), (5) очевидно, что dp/dr = 0 в центре звезды, так что конвекция оказывается неизбежной при инвертированном профиле температуры dT/dr < 0. Такой профиль температуры возникает в предсверхновой при выделении энергии за счет нейтронизации вещества при больших плотностях (рис. 2).
Радиус области, в которой условие (3) выполняется, дает оценку для размера пузырей в гравитационной сверхновой. Для получения оценок ищем профиль плотности вблизи центра звезды в виде
p = pc - Br
(6)
где символ с соответствует центру звезды, определяем постоянную В из (4), (5) как
B=
2nGpC//3 шП/3
(3п2)2/3П2 '
(7)
Более точно профиль плотности может быть найден численно. Подставляя (6) в (3), получим условие конвекции для профиля температуры:
1 dT 4B ----r < 0.
T dr 3pc
(8)
Выбирая значение производной температуры в центре звезды, получим оценку для размеров ней-стойчивой области из (8) как
3рс / (Т \ 4ВТС V dr) с •
r unstable
(9)
(3)
(4)
где г — радиальная координата.
Распре
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.