Введение к работе
I Актуальность работы
Задача о взрыве коллалсируюших сверхновых (СН) (или сверхновых
II типа) из-за различия в характерных временах подразделяется на
две проблемы: гравитационный коллапс и расчет фотонных кривых
блеска. Расчет кривых блеска — наиболее изученная часть в теории
сверхновых: обширные экспериментальные данные по спектральным
кривым блеска в видимом и рентгеновском частях спектра излуче
ния фотонов и хорошо разработанные численные модели радиацион
ной гидродинамики позволяют определить энергию взрыва в центре
СН, химический состав предсверхновой. В то же время, несмотря
на полноту данных (физическая постановка задачи), задача о грави
тационном коллапсе остается нерешенной. Существует достаточно
большое количество моделей предсверхновых, полученных из эво
люционных расчетов. В конце эволюции массивная звезда 10-25MQ
исчерпывает запасы ядерного топлива, и начинает происходить кол
лапс железного ядра массой 1.2-2М из-за нейтронизации и потерь
энергии (маломассивное ядро) или фотодиссоциации ядер железа при
высокой температуре (массивные ядра). При коллапсе повышает
ся плотность и температура, разные типы нейтрино уносят энергию
примерно равную энергии ядра звезды в конечном состоянии. Для
объяснения вспышки сверхновой необходимо понять механизм вло
жения 1-1.5 1051эрг в оболочку сверхновой из уносимых нейтрино
1-3 1053эрг. К сожалению, на сегодняшний день нет ни одного до
стоверного расчета, в котором был бы продемонстрирован способ
передачи < 1% излученной энергии в оболочку предсверхновой.
Предлагаются различные способы решения такой проблемы. В основном это неодномерные модели: магнито-ротационная модель, в которой сброс оболочки происходит благодаря усилению эффектов вращения и магнитного поля при коллапсе, а также многомерные модели, в которых резкое увеличение потока нейтрино происходит в результате развития конвективной неустойчивости у границы нейтринно непрозрачной области сколлапсировавшего ядра. Для проверки таких моделей необходимо разрабатывать методы решения многомерных задач радиационной и магнитной гидродинамики. Однако имеется слишком мало, или почти никаких, экспериментальных данных о гравитационном коллапсе ядер звезд: спектры нейтрино различных сортов, данные о гравитационном сигнале, которые бы по-
могли выбрать подходящий механизм взрыва и выделить ключевые физические процессы. Между тем, продолжают высказывать разнообразные идеи от инициирования коллапсом термоядерного взрыва в оболочке предсверхновой до предположения о существовании неизвестных элементарных частиц.
С другой стороны, положение с экспериментальными данными, в связи со строительством новых нейтринных обсерваторий, более чувствительных, чем существовавшие на момент вспышки СН1987А на порядки, и созданием новых детекторов гравитационных волн, при первой регистрации близкой сверхновой будет существенно улучшена. Следовательно результаты данной работы, содержащие как нейтринные кривые блеска для коллапсирующих ядер звезд, полученные при решении одномерных задач, так и оценки многомерных аффектов: расчет гравитационного излучения при фрагментации сколлапсиро-вавшего вращающегося ядра звезды, моделирование взрыва маломассивного компонента в двойной системе нейтронных звезд, образованной в сценарии коллапса Имшенника (1992), Голдмана и др. (1988), представляют большой интерес.
2 Цель работы
Исследование гравитационного коллапса ядер звезд и ротационного механизма взрыва Имшенника (1992) в рамках одномерной радиационной гидродинамики и многомерной гидродинамики.
3 Научная новизна
Проведены одномерные расчеты коллапса железного и железно-кислородных ядер звезд с учетом процессов поглощения и испускания нейтрино электронного типа в достаточно сложной постановке: перенос нейтрино различных сортов а описывается с помощью кинетических уравнений Больцмана для интенсивностей, Ia(m,(i,ea,t), без моментного приближения с учетом кинетики бета-процессов и других ядерных реакций; используется адекватное физической модели уравнение состояния вещества. Задачу существенно усложняют различия в характерных скоростях движения вещества, установления равновесия в реакциях с участием нейтрино в нейтринно-непрозрачной обла-
сти, горения ядерного топлива в оболочке звезды. Расчеты выполнены с использованием специально разработанного численного метода до образования стационарных холодных нейтронных звезд.
В расчете коллапса ядра звезды с большим начальным твердотельным вращением с усреднением центробежной силы по телесному углу в конечном состоянии, как и в выполненных ранее расчетах Имшенника, Надёжина (1977, 1992), образуется быстровращающаяся нейтронная звезда, неустойчивая относительно фрагментации. При этом возможна реализация ротационного механизма двухстадийного коллапса и взрыва Имшенника (1992).
Проведено исследование некоторых неодномерных эффектов, важных при коллапсе ядра с начальным вращением. С помощью разработанного метода построения аксиально-симметричных баротроп (уравнение состояния Р = Р(р)) построены двумерные стационарные модели быстровращающихся нейтронных звезд, и путем сопоставления с областью допустимых параметров твердотельно вращающихся коллапсирующих ядер звезд определены значения масс (М) и моментов импульса (J), для которых следует ожидать реализацию такого механизма взрыва. С помощью разработанного метода интегрирования трехмерных уравнений газовой динамики с гравитацией проведено исследование устойчивости быстро вращающихся нейтронных звезд (политропа п — 1.5) и рассчитано гравитационное излучение при фрагментации неустойчивой нейтронной звезды. Для контроля трехмерных расчетов применялся приближенный вириальный подход (Тассуль, 1978, Чандрасекар, 1973). В рамках двумерной гидродинамики проведено исследование несферичных эффектов в оболочке СН в результате взрыва маломассивного компонента в двойной системе нейтронных звезд, которая, как предполагается, может быть образована при коллапсе и фрагментации вращающегося ядра звезды.
4 Выводы, выносимые на защиту
1. В одномерных расчетах коллапса железного ядра звезды с массой 1.4М (образуется при эволюции звезды ~ 15MQ), железно-кислородного ядра 2Mq (образуется при эволюции звезды ~ 25М0) излучаются нейтрино и антинейтрино со средними энергиями 11-17МэВ в течение > 2с. Примечательно, что для рассмотренных моделей рассчитанные нейтринные кривые блеска имеют узкие макси-
мумы с характерными ширинами < Юме. Если удастся пронаблюдать такие пики в эксперименте, то с полученными в данной работе спектрами излучения для СН на расстоянии Юкпк можно получить ограничение на массу электронного нейтрино < 4эВ. При принятых допущениях (не учтено рассеяние нейтрино, используются по-литропные начальные модели) некоторая часть энергии нейтринного излучения преобразуется в кинетическую энергию оболочки: для моделей 1AMQ, 2Mq — 3.6 1050 эрг и 1.7 1050 эрг, соответственно. Подтверждены результаты расчетов коллапса ядра звезды 2ЛГ Надежина (1977) о средних энергиях нейтрино и антинейтрино, а также о длительном промежутке времени нейтринного сигнала.
2. При расчете коллапса ядра звезды с массой 2М с большим
начальным твердотельным вращением с усреднением центробежной
силы по телесному углу не наблюдается вложение энергий нейтрино
в оболочку ядра звезды, а в конечном состоянии образуется быстро-
вращающаяся нейтронная звезда, неустойчивая относительно фраг
ментации. Также присутствует узкий максимум в нейтринной кривой
блеска.
3. Определена область параметров коллапсирующего ядра звезды,
в которой происходит фрагментация и возможна реализация механиз
ма двухстадийного коллапса и взрыва:
/ % г \ 1,55 т / w \ 3.0
Ы *1Л-10^.,,5() ,Ь2Мо<М<2Ме. (!)
4. Определена граница динамически неустойчивой области для
вращающейся политропы п = 1.5: /3 — —km/^gr ~ 0.27, Следует отме
тить удовлетворительное совпадение собственных частот неустойчи
вых решений в трехмерных эволюционных расчетах и приближенном
вириальном подходе.
5. Развитие неустойчивой моды m = 2 для вращающейся нейтрон
ной звезды М = 2MQ, J и 8 1049эрг с (-jEW^gr «* 0-35) приводит к
излучению гравитационных волн с возмущением метрики rh « 104см
(для наблюдателя, находящегося на оси вращения). Потери энергии
— 8.4-1049эрг и момента имиульса — 1.0 1047эрг с.
6. Взрыв маломассивного компонента в двойной системе нейтрон
ных звезд способен создать струю радиоактивного 56Ni ~ 0.1Ме в
телесном углу ~ 7Г — в качественном и количественном согласии с
наблюдениями СН 1987А.
5 Научная и практическая ценность
Полученные данные о спектральных нейтринных кривых блеска представляют интерес для подготовки физического эксперимента на новых нейтринных обсерваториях. Несомненно приводимая разностная схема для расчета коллапса требует своего совершенствования, прежде всего, введения рассеяния нейтрино на электронах и ядрах (важно в оболочке СН и меняет спектр испускаемых нейтрино), уточнения уравнения состояния (учет большего количества ядер и возбужденных уровней ядер, правильное описание при высоких плотностях > 1014г/см3), проведения расчетов с использованием в качестве начальных данных, полученных из эволюционных моделей звезд, включение в расчет г-, /z-нейтрино (эти сорта нейтрино играют важную роль при охлаждении на больших временах), ОТО (влияет на энергии испущенных нейтрино и на их спектр). Поэтому, вообще говоря, полученные в данной работе значительные значения энергий сброшенных оболочек требуют проверки — количество поглощаемой энергии нейтрино в оболочке чувствительно к точности описания переноса нейтрино и начальной модели. Однако, вне зависимости от перспектив объяснения взрыва СН в одномерной постановке, целесообразно проведение дальнейших расчетов нейтринных кривых блеска с включением нерассмотренных физических процессов. Представленная разностная схема приспособлена для такой модификации.
Что касается оценок гравитационного излучения при фрагментации неустойчивой нейтронной звезды, вводимые в строй лазерные интерферометры способны зарегистрировать сигнал от близкой сверхновой и прояснить роль неодномерных эффектов (возможность фрагментации) при коллапсе, как и сравнение с наблюдениями расчета распределения изотопа 56Ni при асимметричном взрыве в двойной системе нейтронных звезд.
Обработка данных будущих наблюдений и сравнение с результатами проводимых расчетов (в том числе, приведенных в данной работе) позволит определить механизм взрыва СН. Таким образом, результаты данной работы оказываются весьма своевременными, особенно при регистрации близкого события типа СН1987А.
При выполнении работы разработан ряд новых численных методов решеїшя физических задач. Решение уравнений переноса Больцмана для нескольких сортов частиц с кинетикой ядерных реакций и урав-
нениями гидродинамики с возможностью полного расчета эволюции звезды до образования стационарной конфигурации выделяет новую разностную схему среди существующих аналогичных схем для расчета одномерного коллапса.
Новый метод построения аксиально-симметричных баротроп позволяет получать конфигурации со сколь угодно большой энергией вращения до значений —Е^Е^ f» 0,5 с высокой точностью. В частности, позволяет строить стационарные модели вращающихся устойчивых (вековая неустойчивость наступает при —Ецп/Е^ « 0.14) нейтронных звезд для определения минимального периода пульсара, а при обобщении на ОТО — находить максимальную массу нейтронной звезды.
Новый метод интегрирования гиперболических законов сохранения с учетом самогравитации приспособлен для решения трехмерных задач гидродинамики. Так при расчете фрагментации звезды собственные частоты могут быть определены с ошибкой < 10%. В частности, если удастся избежать решения уравнений переноса, появляется возможность промоделировать эволюцию двойной системы нейтронных звезд.
6 Апробация
Результаты, представленные в диссертации, докладывались на семинарах лаборатории 230 ИТЭФ, ГАИШ, на конференции "Предсверх-новые, сверхновые и остатки сверхновых" (Пущино, 1996), на IV рабочем совещании по физике нейтронных звезд (Санкт-Петербург, 1997), опубликованы в журналах (9 работ, см. раздел "Публикации по теме работы"). Часть результатов, представленных на семинарах ИТЭФ, ГАИШ, готовится к публикации в еще двух работах (Аксенов, 19986, в).
7 Структура и объем диссертации