УДК 524.35+539.123
МЕХАНИЗМ ВЗРЫВА СВЕРХНОВЫХ С УЧЕТОМ КРУПНОМАСШТАБНОЙ КОНВЕКЦИИ И ПЕРЕНОСА НЕЙТРИНО
© 2014 г. А. Г. Аксенов1*, В. М. Чечеткин2-3
1Институт автоматизации проектирования Российской академии наук, Москва, Россия 2Институт прикладной математики Российской академии наук, Москва, Россия 3Московский инженерно-физический институт
Поступила в редакцию 22.07.2013 г.; принята в печать 30.10.2013 г.
Рассматриваются сверхновые обоих типов — термоядерные, источником энергии взрыва которых являются термоядерная энергия, и коллапсирующие, источником энергии взрыва которых является гравитационая энергия коллапсирующей звезды, высвобождаемая в виде нейтрино. Обсуждаются численные модели сверхновых. Отмечается, что основная проблема объяснения механизма взрыва сверхновой — выделение нужной энергии, идущей на сброс оболочки. В теоретических моделях необходимо решать многомерные задачи и рассматривать сложную физику (газовая динамика в 30-постановке, перенос нейтрино, крупномасштабная конвективная неустойчивость и другие важные физические процессы). В последние годы было по-новому осмыслено развитие крупномасштабной конвекции при взрыве сверхновой. Были рассмотрены самосогласованные трехмерные газодинамические задачи о неустойчивости. Проведены двумерные газодинамические расчеты с учетом поглощения нейтрино в оболочке. Были проведены сферически-симметричные расчеты коллапса и переноса нейтрино с учетом всех реакций. Это привело к новым представлениям о путях развития теории сверхновых. Основное внимание в данной работе уделено нейтринному переносу и обоснованию перспективности многомерной модели с учетом крупномасштабной конвективной неустойчивости.
001: 10.7868/80004629914070019
1. ВВЕДЕНИЕ
Сверхновые — это звезды, заканчивающие свою позднюю эволюцию в катастрофическом взрывном процессе. Термин сверхновая и отличие его от новой звезды ввели в [1] на основании оценки взрыва. Оценка энергии вспышки —107 лет солнечного излучения сверхновая излучает за 25 дней, а мощность новой звезды "всего лишь на несколько порядков" (в 20 000 раз) превосходит излучение Солнца. В максимуме светимости (несколько суток) сверхновая сравнима со всей материнской галактикой. В [2] высказана правильная гипотеза о том, что вспышка сверхновой сопровождается образованием нейтронных звезд. А нейтрон был открыт всего лишь два года ранее этих работ. Ландау [3] (см. также [4]) до открытия нейтрона рассматривал атомные ядра, входящие в гигантское ядро. Вопрос об энергии взрыва решается просто. Если сжать Солнце с массой MQ = 2 х 1033 г до радиуса Rns = 10 км, получится нейтронная звезда
E-mail: aksenov@icad.org.ru
с гравитационной энергией ~1054 эрг, примерно равной —С Мо/ЯыБ, т.е. для взрыва сверхновой II типа запас этой энергии составляет несколько порядков. Таким образом, на нуклон с массой тп = 1.67 х 10"24 г в ходе сжатия приходится ^100 МэВ. Менее 10 МэВ/нукл. выделяется при термоядерном горении звезд.
Тип сверхновой определяется линией поглощения водорода холодной оболочкой в спектре. Для сверхновой II типа линия поглощения есть, а если ее нет — это сверхновая I типа. Еще сверхновые II типа содержат компактный остаток, хотя в близкой сверхновой БЫ 1987А он не обнаружен [5]. В настоящей работе нас, в основном, будут интересовать сверхновые II типа, или коллапсирующие сверхновые. Сверхновые I типа — это термоядерные сверхновые. Кратко отметим, что ключевым моментом в сложности построения модели сверхновой I типа оказалось распространение самоподдерживающейся волны детонации по углеродно-кислородному ядру с вырожденными электронами [6, 7]. Если в невырожденном веществе за детонационной волной происходит рост давления,
достаточный для ее поддержания, то в вырожденном веществе происходит рост температуры, а скачок давления оказывается недостаточным. Давление сильно зависит от плотности и слабо — от температуры.
После открытия нейтрона в 1932 г. о термоядерной энергии как источнике взрыва еще не было известно. В работе [8] указывается на ядерную энергию как источник взрыва сверхновой. Однако необходимо, чтобы взрыв термоядерной сверхновой проходил без образования компактного остатка — иначе термоядерной энергии не хватит на преодоление гравитации. Наблюдения подтвердили эти предположения. Более того, различия сверхновых проявляются в наблюдениях кривых блеска. Сверхновые II типа имеют плоское "колено" в кривой блеска из-за прохождения ударной волны через массивную оболочку, сверхновые I типа взрываются быстро, без "колена". Время светимости сверхновых I и II типа различно. Еще можно отметить важную роль вращения и вмороженного магнитного поля в объяснении сверхновых — соответствующие энергии увеличиваются при коллапсе [9].
На самом деле сверхновые и новые звезды физически новыми звездами не являются. Вспыхивают уже существующие звезды. Однако в исторических случаях вспыхивали те звезды, которые на небе не были видны. Они даже назывались гостевыми звездами. Исторические сверхновые в нашей Галактике (были видны невооруженным глазом несколько месяцев), наблюдавшиеся китайскими, японскими и европейскими астрономами — это БЫ 837, БЫ 1006, БЫ 1054, БЫ 1181, БЫ 1408, БЫ 1572 (Сверхновая Тихо), БЫ 1604 (Сверхновая Кеплера). Последняя близкая сверхновая БЫ 1987А взорвалась в соседней Галактике; она тоже была видна невооруженным глазом, но только людям с острым зрением (наблюдалась в южном полушарии Земли).
Считается, что в нашей Галактике сверхновые вспыхивают не чаще, чем одна сверхновая за 100 лет. В недалеком прошлом с помощью телескопов и фотографических приемников открывали 20 сверхновых в год. А с помощью современных ПЗС матриц открывают более 100 далеких сверхновых в год, для которых имеются спектры и кривые блеска [10]. Можно отметить примечательную роль сверхновых в истории и хронологии. Современные данные о размерах остатка сверхновой, скорости расширения оболочки остатка сверхновой и расстоянии до объекта позволяют определить возраст сверхновой, используя седовское решение задачи о сильном взрыве в межзвездной среде. Также возраст независимо можно получить из наблюдения замедления пульсаров в остатках сверхновых и соответствующей оценки возраста
пульсаров. Сравнение этих данных с китайскими летописями позволяет убедиться в погрешности исторических сверхновых ±100 лет [11] и бесперспективности ревизии основ летоисчисления.
Предсверхновая звезда для сверхновой II типа — это массивная звезда с массой более 10 М©, в которой термоядерное горение доходит до логического завершения с образованием железного ядра в центральной части. Впервые в [12] было отмечено, что при достижении высокой плотности вещества в центре звезды электроны становятся вырожденными и релятивистскими, их энергия становится достаточной для реакции захвата электронов атомными ядрами с образованием /3-нестабильных элементов. Этот процесс называется нейтронизацией вещества [13]. Первый обзор нейтринных процессов в ядре звезды проведен в работе [8].
Задача о взрыве коллапсирующих сверхновых из-за различия в характерных временах подразделяется на две проблемы: гравитационный коллапс и расчет кривых блеска. Расчет кривых блеска — наиболее изученная часть в теории сверхновых: обширные наблюдательные данные по кривым блеска в видимой и рентгеновской частях спектра излучения фотонов и хорошо разработанные численные модели радиационной гидродинамики позволяют определить энергию взрыва в центре сверхновой и химический состав предсверхновой. В то же время, несмотря на полноту данных, задача о гравитационном коллапсе остается нерешенной.
Существует достаточно большое количество моделей предсверхновых, полученных из эволюционных расчетов [14, 15]. В конце эволюции массивная звезда с массой 10—25 М© исчерпывает запасы ядерного топлива, и начинается коллапс железного ядра с массой 1.2—2 М©. Нейтронизация инициирует фотодиссоциацию ядер железа и провоцирует неустойчивость. При этом для маломассивного ядра коллапс начинается при высокой температуре, пока еще средний показатель адиабаты Г > 4/3, для массивного ядра — на границе устойчивости Г = 4/3 [16—18]. Коллапс сопровождается потерей энергии на нейтринное излучение. При коллапсе повышается плотность и температура, а нейтрино уносят энергию, сопоставимую с гравитационной энергией ядра звезды в конечном стационарном состоянии.
Для объяснения вспышки сверхновой необходимо понять механизм вложения (1—1.5) х 1051 эрг для сброса оболочки сверхновой из уносимых нейтрино (1—3) х 1053 эрг [19—21]. К сожалению, на сегодняшний день нет ни одного достоверного расчета, в котором был бы продемонстрирован способ передачи <1% излученной энергии в оболочку предсверхновой [22—24]. Энергии отскока ударной
волны при коллапсе не хватает для сброса оболочки и объяснения сверхновой [22]. Первые расчеты коллапса с рассмотрением нейтринно-прозрачных и нейтринно-непрозрачных областей были сделаны Надежином [25]; авторы [21] ошиблись в непрозрачности.
Ключевой вопрос о правильном учете переноса нейтрино сформулирован еще в первых расчетах [21]. В работе [18] также детально рассматривалась роль термоядерного горения в оболочке, вклад которого в кинетическую энергию оболочки оказался недостаточным (~1050 эрг) из-за большого гравитационного потенциала.
Предлагаются различные способы решения проблемы сверхновых. В основном, это неодномерные модели, в том числе магнито-ротационная модель [9, 26], в которой сброс оболочки происходит благодаря усилению магнитного поля при коллапсе или усилению эффектов вращения и деления быстровращающегося ядра звезды [27—29], а также многомерные модели [30, 31], в которых резкое увеличение потока нейтрино происходит в результате развития конвективной неустойчивости у границы нейтринно-непрозрачной области сжимающегося ядра. Для проверки таких моделей необходимо разрабатывать методы решения многомерных задач радиационной и магнитной гидродинамики. Большей частью это модели с сильно упрощенным уравнением переноса для нейтрино, но уже появляются первые работы в двумерной постановке с решением кинетического уравнения Боль
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.