Магнитный «мотор» сверхновых
Г.С.Бисноватый-Коган, С.Г.Моисеенко
Одно из самых мощных и ярких явлений во Вселенной — вспышка (взрыв) сверхновой — для наблюдателя выглядит как резкий (в 108—1010 раз) рост светимости звезды. Сильное свечение продолжается от нескольких до десятков дней, а затем яркость звезды убывает. Сам термин «сверхновая» может ввести в заблуждение, поскольку с физической точки зрения взрыв такой звезды представляет собой конечную стадию ее эволюции. Как показывают наблюдения, энергия взрыва сверхновой, выделяемая в виде излучения и (в основном) в виде кинетической энергии выброшенного вещества, составляет ~ 1 050— 1 052 эрг. Исторически сложившаяся классификация этих звезд по типам I и II — по отсутствию или наличию в их спектрах линий водорода — довольно формальна. Более содержательно их разделение на две больших группы по физическому механизму вспышки: термоядерные сверхновые (тип 1а) и сверхновые с коллапсирую-щим ядром (типы II и 1ь,с). Взрыв первых представляет собой термоядерный взрыв белого карлика с массой, превышающей чандрасекаровский предел. Многомерные численные расчеты для этого случая позволяют получить количественные характеристики, более или менее соответствующие наблюдательным данным. Природа же взры-
© Бисноватый-Коган Г.С.,
Моисеенко С.Г., 2015
Геннадий Семенович Бисноватый-Ко-ган, доктор физико-математических наук, профессор, главный научный сотрудник отдела прикладной и теоретической астрономии и радиоинтерферометрии ИКИ РАН. Область научных интересов — сверхновые, аккреция, нейтронные звезды и черные дыры, астрофизика высоких энергий, темная материя.
Сергей Григорьевич Моисеенко, доктор физико-математических наук, заведующий тем же отделом. Занимается физикой сверхновых, магнитной гидродинамикой, численным моделированием.
вов сверхновых с коллапсирующим ядром все еще до конца не ясна. В попытках объяснить ее современная астрофизика предлагает несколько механизмов, однако, как показывают многомерные численные расчеты, большинство из них либо вообще не приводят к взрыву, либо дают слишком малую его энергию. Какие идеи здесь наиболее перспективны?
Эволюция в цифрах
Вещество во Вселенной состоит в основном из водорода (~70% по массе) и гелия (~30%). Когда звезда конденсируется из межзвездного вещества, она начинает интенсивно излучать энергию, черпая ее в реакции превращения водорода в гелий 4Не, при которой выделяется 6-1018 эрг/г. Процесс горения водорода занимает основную долю времени эволюции звезды. После его выгорания начинается реакция превращения гелия в углерод 12С и кислород 160, затем — образование
магния 24М§, кремния 2^1, серы и т.д., пока не образуется железо 56Бе — элемент с самой большой энергией связи. Энергия, выделяющаяся при превращении 4Не в 56Бе, в четыре раза меньше, чем при реакции, порождающей гелий (1.6-1018 эрг/г). После истощения водородных ресурсов звезда продолжает сжатие, что приводит к росту температуры и давления, светимость увеличивается на 1—3 порядка. Термоядерные реакции с участием гелия начинаются при температуре ~108 К. На самых поздних этапах горения происходит огромная потеря энергии за счет излучения нейтрино. Последняя может на много порядков превышать обусловленную фотонной светимостью.
После образования в центре звезды железного ядра энергия продолжает расходоваться на излучение фотонов и (большей частью) нейтрино. Ее источником на этом этапе служит гравитационное сжатие, при котором температура в центре звезды увеличивается. Когда та достигает величины -5-109 К, начинается реакция распада железа на нейтроны, протоны и ядра гелия (п, р, 4Не), при которой энергия, наоборот, поглощается. Теперь уже рост внутреннего давления звезды при сжатии не может скомпенсировать роста сил гравитации — происходит потеря устойчивости, и начинается быстрое сжатие со скоростью свободного падения (коллапс). Коллапс останавливается, когда плотность вещества в центральных областях сжимающегося ядра достигает значений ~1014 г/см3. При таких параметрах уравнение состояния вещества становится «жестким», т.е. для дальнейшего роста плотности требуется гораздо большее увеличение давления. В результате коллапса, как правило, происходит формирование нейтронной звезды. При коллапсе более массивных ядер должна образоваться черная дыра, но возможность взрыва сверхновой при этом остается под вопросом. Почти вся энергия связи образующейся нейтронной звезды, достигающая 20% ее массы, передается слабовзаимодействую-
Рис.1. Сверхновая 1987А, вспыхнувшая 23 февраля 1987 г. в Большом Магеллановом Облаке.
щим нейтрино. Последние уносят энергию ~6-1053эрг, значительно превышающую наблюдаемую кинетическую энергию выброса и тем более энергию электромагнитного излучения.
Такая схема эволюции звезды, вплоть до вспышки сверхновой, была предложена в 1960 г. английским астрофизиком Ф.Хойлом и американским физиком У.Фаулером. После коллапса происходит расширение внешней оболочки с огромным увеличением светимости. Это и есть вспышка (т.е. взрыв) сверхновой, пример которой представлен на рис.1.
Возможные механизмы взрыва
Одним из первых механизмов взрыва сверхновых с коллапсирующим ядром был нейтринный механизм, предложенный С.Колгейтом и Р.Уайтом в 1966 г. [1]. Идея состояла в том, что при коллапсе происходит переход части гравитационной энергии связи в энергию нейтрино, поток которых вылетает, проходя через внешние слои падающего и выбрасываемого вещества. При образовании нейтронной звезды после остановки коллапса ядра на некотором расстоянии от него формируется ударная волна, встречая которую, падающее вещество звезды останавливается. При больших плотностях (~1014 г/см3) вещество практически непрозрачно для нейтрино, но, если плотность немного меньше, нейтрино уходят почти свободно, покидая поверхность нейтриносферы (аналог фотосферы звезды для излучения). Происходит нагревание вещества за счет взаимодействия с ним нейтрино (так называемая депозиция нейтрино). Предполагалось, что нейтринная вспышка должна привести к «выталкиванию» ударной волны наружу и взрыву сверхновой. Однако дальнейшие более точные расчеты показали низкую эффективность такого взрыва, энергия которого оказалась существенно меньше наблюдаемой.
В 1977 г. Р.Эпштейн показал, что горячее вещество в ядре с мощным нейтринным потоком конвективно неустойчиво, и предложил для объяснения взрыва коллапсирующих сверхновых использовать «нейтринную конвекцию» [2]. Конвекция будет выносить высокоэнергичные нейтрино из внутренних областей и (за счет роста сечения взаимодействия с энергией) усиливать процесс «выталкивания» вещества наружу, что могло бы привести к взрыву сверхновой. Но, когда были проведены одномерные, а затем двух-и трехмерные численные расчеты, выяснилось, что учет нейтринной конвекции не решает проблему. В результате коллапса железного ядра происходит формирование ударной волны на расстоянии 10—20 км от центра звезды. Нейтринная вспышка продвигает ударную волну наружу, однако волна либо останавливается на расстоянии 100—200 км от центра (и взрыва сверхновой вообще не происходит), либо продолжает
двигаться наружу, что приводит к выбросу энергии, но опять недостаточной для объяснения взрыва — не более 1 0 49 эрг.
Разработка представлений о нейтринном механизме взрыва сверхновых продолжается с привлечением различных дополнительных эффектов, чему посвящены публикации В.М.Чечеткина с коллегами, Т.Янки и др.
Другой возможный механизм взрыва сверхновой связан с неустойчивостью стоячей аккреционной ударной волны (Standing Accretion Shock Instability, SASI). Впервые SASI применили в физике коллапсирующих сверхновых Дж.Блондин, А.Мецакаппа и С.ДеМарино, затем ее использовал Т.Фоглиццо. Подход предполагает развитие нерадиальных возмущений аккрецирующей ударной волны, что может привести к выходу ударной волны во внешние слои звезды и взрыву сверхновой. Но увы — многомерные численные расчеты механизма SASI также не позволяют получить взрыв сверхновой с достаточной энергией.
В 1992 г. В.С.Имшенник предложил механизм взрыва коллапсирующих сверхновых, основанный на делении коллапсирующего ядра на две части, одна из которых — нейтронная звезда [3]. Благодаря гравитационному излучению части разделившегося ядра сближаются, возникает перетекание вещества. Когда масса менее массивной компоненты достигнет нижнего предела масс нейтронных звезд, может произойти выделение энергии, связанное с бета-распадами нейтронов и ядер маломассивной нейтронной звезды. Прямое трехмерное численное моделирование такого процесса осуществить в настоящее время сложно. Упомянем лишь, что для реализации этого механизма требуется очень быстрое вращение звезды перед вспышкой (предсверхновой).
ми слоями звезды произойти не успевает. В ходе сжатия еще и часть гравитационной энергии переходит в энергию вращения (в основном в энергию вращения ядра).
Во вращающейся звезде есть большой запас энергии, который нейтрино в силу закона сохранения момента вращения унести не могут — это как раз энергия вращения. Ее запас (в звезде, вращающейся твердотельно с критической скоростью) равен примерно 3'1052 эрг и вполне достаточен для объяснения выхода энергии в сверхновой.
Итак, энергия взрыва при магниторотацион-ном его механизме берется из вращательной энергии предсверхновой. Магнитное поле позволяет трансформировать энергию вращения в радиальную кинетическую энергию. Неоднородный коллапс железного ядра приводит к дифференциальному вращению. Если есть полоидальное магнитное поле, то в условиях такого неоднородного вращения должно возникнуть и тороидальное поле, усиливающееся со временем. Сильное тороидальное поле позволяет преобразовать часть кинетической энергии вращения в радиальную кинетическую энергию (энергию взрыва).
Результаты одномерного численного моделирования магниторотационного механизма взрыва сверхновой с коллапсирующим ядром были представлены уже в работе [5]. Звезда рассматривалась там как вращающийся гравитирующий бесконечный цилиндр (рис.2). Центральная часть цилиндра, соответствующая нейтронной звезде (вплоть до радиуса Ro)
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.