Содержание к диссертации
I. Введение „ 4
II. Глава I. Начальная фаза горения углерода в выраженных углеродно-кислородных ядрах 12
§1. Эволюционный статус одиночных звезд с вырожденными С-0 ядрами. 12
ІІ.І.І. Эволюция звезд с М 1.5 -8 М до стадии горения углерода ,... 12
П.1.2. Энерговыделение при углеродном горении и нейтринные потери 15
П.1.3. Роль фактора электронного экранирования 16
§2. Роль УРКА-нейтринных потерь в тепловой эволюции С -0 ядра 17
§3. Конвективные УРКА-нейтринные потери на ранней стадии горения углерода 22
§4. Тепловая фаза углеродного горения 36
III. Глава Hi Эволюция аккрецирующего белого карлика... 55
§1. Эволюция С-0 ядра и гелиевого ядра под действием аккреции /упрощенный вариант/ 57
Н.2.1Л. Случай аккреции С-0 ядром 57
П.2.1.2. Эволюция гелиевого белого карлика под действием аккреции /упрощенный вариант/ 63
§2. Эволюция гелиевого белого карлика в двойной системе /численный анализ/ 65
§3. Проблема слоевых вспышек на белых карликах 72
§4. Возможные сценарии эволюции аккрецирующего белого карлика с учетом слоевых вспышек водорода и гелия 85
П.2.4.1. Аккреция гелиевым бельм карликом 86
П.2.4.2. Аккреция С-0 карликом 87
IV. Глава III. Термоядерные вспьппки в оболочках аккреци рующих нейтронных звезд 91
§1. Наблюдательные свойства барстеров 91
3.2.1. Аккреция "холодной" нейтронной звездой 99
П.3.2.2. Аккреция "горячей" нейтронной звездой 105
П.3.2.3. Аккреция чистого гелия 105
П.3.2.4. Источники ХВ 1608-522 и Сел. Х-4 109
П.3.2.5. Модель транзиента с большим периодом повторения НО
§3. Численные модели со стационарным слоевым источником... IT2
П.З.З.І.- Метод счета ИЗ
П.3.3.2. Роль сильного магимтого поля 118
П.3.3.3. Эффекты увеличенного содержания элементов группы CW О и роль нейтронно-индуцированных реакций 121
У. Глава ІУ. Термоядерная модель баретера /численный анализ/ 125
§1. Горение термоядерного топлива в вырожденных оболочках нейтронных звезд / без учета аккреции/ 126
П.4.І.І. Метод счета 126
П.4.1.2. Результаты расчетов 129
§2. Однозонное приближение для анализа вспышек на аккрецирующих нейтронных звездах 139
П.4.2.1. Постановка задачи /однозонная модель/ 139
П.4.2.2. Результаты расчетов. 140
§3. Орбитальные периоды и термоядерная модель... 174
УІ Глава У. Высокотемпературное горение водорода / К - р / процесс 182
§1. Результаты расчетов кинетики горения
§2. Кинетическая схема для высокотемпературного горения водорода 190
Заключение 193
Литература 1
Введение к работе
За последние десятилетия, благодаря развитию вычислительной техники, эволюция звезд / в сферически-симметричном приближении/ различных масс изучена достаточно хорошо. Согласно современным представлениям эволюция звезд - это ее ядерная эволюция, где пепел предыдущего горения становится топливом для следующего. Первое существенное ядерное топливо - водород. Горение водорода является одним из главных ядерных процессов в эволюции звезд с массами больше чем 0.01 MQ. Как показывают многочисленные исследования,процесс горения водорода в одиночных звездах происходит спокойно.
Горение следующего топлива - гелия - зависит от массы звезды. Если масса звезды на Главной Последовательности заключена в пределах от 0.7 до 2.5 MQ, ТО после выгорания водорода в центре и образования гелиевого ядра, тепловая эволюция ядра происходит по конвергентному треку [ 1,2 J . Основными источниками охлаждения ядра являются объемные нейтринные потери и потери за счег диффузии излучения, а нагрев определяется сжатием ядра за счет увеличения массы ядра. На этой стадии светимость звезды в основном определяется энерговыделением в водородном слоевом источнике. Звезда является красным гигантом с вырожденном гелиевом ядром, водородным слоевым источником и протяженной водородно-гелиевой оболочкой. Когда М 0.45 MQ, происходит гелиевая вспышка. Вопрос о том, к чему ведег эта вспышка, пока еще открыт. В традиционных исследованиях гелиевой вспышкиГз - в) были сделаны четыре важных /но очень упрощающих/ предположения: I. гидростатическое равновесие сохраняется во время развития тепловой неустойчивости , конвективный перенос энергии адиабатический,3. конвективная область мгновенно и однородно перемешена74. не учитывалась роль проникающей конвекции, исследования, проведенные Эдварсом[9] иВикеттЙо], с учетом-модели динамической конвекции показали, что гелиевая вспышка в ядре приводит к потере гидростатической устойчивости и полному разру -5 шению ядра. Дэпрее[п), Дэпрее и КОЛЬ[І2,ІЗ] , Коль и ДзпрееІІ4,І5] показали, что отчетом динамической конвекции и с использованием двумерного кода, конечная судьба звезды зависит от структуры звезды в тот моменог, когда конвекция не способна дальше контролировать тепловую неустойчивость. Пока еще нет однозначного представления о конечной судьбе звезды. Возможно, что гелиевая вспышка приводит к потере массы и звезда перемещается на голубой конец горизонтальной ветви с массой 0.5 Мф[ібЗ.
Дцерная эволюция звезд с массами от 2.5 М / Мф 8 / без учета потери массы / заканчивается загоранием углерода в центре. Более подробно об эволюции таких звезд будет сказана в Главе I §1 настоящей работы.
Эволюция звезд 8 м/ М0 I5 / снова без учета потери вещества из оболочки / проходит через водородное, гелиевое и углеродное горения, которые имеют место в невырожденных условиях. Дальнейшая эволюция зависит от массы. Так например,звезда с М = 9 MQ [І7І испытывает неустойчивое горение неона, а звезда с М = 10 MQ [18 1 потеряет свою внешнро оболочку за счет нецентральных взрывов неона. Изучая роль электронных захватов на №ё и Ша , японская группа под руководством профессора Сугимото [19 -22] показала, что такие захваты приводят к квазидинамическому коллапсу еще до начала горения кислорода. Дальнейшее горение кислорода в дефлаграцион-ном режиме также не останавливаем коллапс. По всей вероятности такие звезды заканчивают свою эволюцию как нейтронный звезды.
Более массивные звезды / М 15 М0/ способны эволюционировать до образования железного ядра. В рамках одномерного приближения, к сожалению, пока еще не было найдено, что коллапс таких железных ядер сопровождается выбросом массы; наоборот, реализуется случай "тихоа?о коллапса" / подробнейшие исследования этого вопроса были проведены Надежиным f 23І, Имшенником и Надежиным[24]/.
Используя двумерный код?Мюллер и Арнетт [25] однако показали, что для этого случая возможен7 выброс массы. К такому же выводу пришли Боденхеймер и Вуслей [26").
Теория эволюции звезд различных масс должна нам дать ответ на вопрос - что является окончательным продуктом эволюции звезд той или иной массы? В принципе рамках эволюционных сценариев для звезд с различными массами необходимо получить сведения, удовлетворяющие наблюдательным данным об образования белых карликов, нейтронных звезд , сверхновых звезд , черных дыр. Задача эта безусловно очень трудна. Одним из наиболее интересных вопросов- современной теории эволюции звезд является вопрос - какие звезды окончивают свою эволюцию как сверхновые звезды? Масштабность явления съерхно-вой звезды безусловно впечаляла людей, начиная с- глубокой древности до наших дней. В настоящее время сверхновым звездам посвящено огромное количество исследований / укажем только несколько обзорных статвей, которые были опубликованы за последние несколько лет: Шкловский [27], Тримбл[28], Имшенник и Надежин [24], Сугимото и Номото[22], Симпозиум по сверхновам I типа в Техасе [29] и симпозиум НАТО 81 [ЗО] и т.д.)
Основным является вопрос, что является причиной, вызывающей взрыв сверхновой звезды В 1952 г. МестеломГзі] было указано, что в звездах, в которых давление определяется давлением идеального газа, потери энергии с поверхности уравновешиваются выделением энергии заі-счет ддерных реакций. Это легко показать, используя теорему ви-риала: 3( сг - iyU"= - \1 , где U- внутренная энергия, XX - гравитационная энергия, Of4 = с / cv - показатель адиабаты. Полная энергия звезды Е = U + SX , отсюда Е = - (3 - Л)\1 , при rf 4/3 (полностью ионизованный газ если ядерное энерговыделение превышает потери с поверхности, увеличение энергии приводит к расширению и , соответственно, уменьшению температуры. Из-за высо -7-кой чувствительности ядерного энерговыделения к температуре, падает5 также энерговыделение и достигается новое состояние теплового равновесия.
Ситуация совершенно иная, если нарушение теплового равновесия происходит в вырожденном веществе. В вырожденном веществе F2 кТ: /€ - энергия ферми электронов / и WQ Р , где Ре и Р - электронное и ионное давления соответственно. Если в белом карлике производство энергии превышает потери с поверхности , TO OBF не может расширяться и охлаждаться, а выделяющаяся ядерная энергия идет преимущественно на увеличение тепловой энергии ионов, что в свою очередь способствует ускорению ядерных реакций из-за сильной зависимости ядерных реакций от температуры. Грубо говоря белый карлик начинает "чувствовать" изменение тепловых условий, когда Ре Р,; т.е. Т = Тг / Тг - температура вырождения для данной плотности /. Эта темпертура может быть высокой, из-за чего характерное время ядерного горения мало5 и за короткое время выделяется огромное количество энергии. Такой механизм - горение термоядерного топлива в вырожденном веществе - впервые был предложен Хойлом и Фаувером1323 для объяснения вспышек Сверхновых I типа.
Следующее, по масштабности,явление в звездном мире - взрывы новых звезд. Еще в 1947 г. Гуревич и Лебединский [33-35} выдвинули интересную гипотезу, согласно которой явление новых звезд связано с термоядерном горением во внешних областях звезд. Анализ наблюдательных данных для катаклизмических переменных привел КрафтаСЗб} к важному выводу, что неустойчивые явления происходят по всей ве-роятности.,на аккрецирующих белых карликах / в двойных системах/. Здесь возможны две альтернативы: I. неустойчивость возникает в про -8-цессе аккреции / неустойчивость дисковой аккреции / 2. в аккреци руемой оболочке возникают условия для загорания термоядерного топлива. Вопросы дисковой аккреции на компактный обьект / нейтронная звезда или черная дыра / разрабатывались многими авторами. В СССР пионерские работы в этой области проводились под руководством ака-демика Зельдовича и его сотрудников / Зельдович и Новиков [_37], Сюняев [ЗвЗ/. Вопросы аккреции на белый карлик изучались в работах Горбацкого [39"] , Осаки (403, Бат [41,42]. Мы не будем здесь подробно останавливаться на вопросах аккреции так как этот, безусловно интереснейший раздел современной астрофизики, позволяющий объяснить многие наблюдательные проявления катаклизмических переменных и рентгеновских источников, находится за пределами основной; темы настоящей работы. Нас интересует вторая альтернатива,»т.е. воз можность горения термоядерного топлива в вырожденном вещевтве акк-рецируемой оболочки белого карлика. В настоящее время модель термоядерного взрыва вещества на поверхности белого карлика для объяснения наблюдательных проявлений новых звезд общепринята [43],
В настоящее время в литературе обсуждаются еще модели мягких транзиетов, связанные с горением толстой водородно- гелиевой оболочки или гелиевой оболочки. Также ЛЛ - источники пытаются связать с термоядерными процессами на полюсах аккрецирующих нейтронных звезд.
В настоящей диссертации основное внимание уделено двум вопросам: I. моделям предсверхновых - вырожденным углеродно-кислородным ядрам /карликам / и гелиевьм карликам;2. моделям рентгеновских барстеров. ЦЕЛЬ РАБОТЫ
1. Изучить тепловую эволюцию вырожденного углеродно-кислородного ядра с учетом дополнительных механизмов охлаждения /УРКА нейтринных потерь/.
2. Изучить роль конвекции в тепловой фазе горения углерода в вырожденных С-0 ядрах.
3. Изучить эволюцию вырожденных С-0 и гелиевых карликов в ходе аккреции.
4. Построить модель рентгеновских барсеров.
5. Изучить кинетику ядерного горения водорода и гелия в высокотемпературных условиях.
НАУЧНАЯ НОВИЗНА.
1. Проведены исследования роли УРКА нейтринных потерь /как тепловых так и конвективных / на тепловую эволюцию ядра. Впервые показано, что конвективные УРКА нейтринные потери могут изменять тепловую эволюцию углеродно-кислородного ядра.
2. В рамках простого анализа показано, что в ходе аккреции возможно образование массивного углеродно-кислородного или гелиевого карлика, физические характеристики которых существенно зави-сят от величины темпа аккреции М. Показано, что такие карлики могут быть потенциальными кандидатами в сверхновые I типа.
3. Впервые проведен полный расчет аккрецирующего белого карлика /гелиевого / и показана возможность взрыва массивного карлика с энерговыделением,близким к энерговыделению при вспышке сверхновой звезды.
4. На основе простого анализа физических условий в оболочке аккрецирующей нейтронной звезды исследованы возможные режимы горения термоядерного топлива в условиях "холодной" и "горячей" нейтронных звезд. Впервые показано, что горение водорода в аккрецирующей оболочке нейтронной звезды может привести к поджогу гелия, который существенно изменяек весь последующий процесс горения.
5. Предложено простое однозонное приближение для анализа процесса аккреции на нейтронную звезду и последующей вспышки.
6. Проведены расчеты кинетики горения водорода и гелия в условиях высоких температур и плотностей. Показано, что характерное время истощения водорода в высокотемпературном режиме зависит от суммы времен (Ь распадов наиболее нейтронно-дефицитных изотопов. Найдено, что окончательный химический состав при высокотемпературном горении водорода зависит от начального химического состава,т.е. от содержания гелия перед началом горения.
НАУЧНАЯ И ПРАКТИЧЕСКАЯ ЦЕННОСТЬ.
Впервые , на основе простого модельного анализа , было показано , что конвективные УРКА нейтринные потери могут стабилизировать горение углерода в вырожденных С-0 ядрах. Исследования начальной фазы /тепловая фаза вспышки/ горения углерода показали , что конвективный перенос энергии является по всей вероятности одним из главных механизмов, определяющим скорость движения дефлаграционного фронта горения.
Впервые было показано, что в аккрецирующих белых карликах гелиевых и углеродно-кислородных/ физические условия существенно отличаются от условии, имеющих место в одиночных звездах с вырожденными С-0 и гелиевыми ядрами. В зависимости от темпа аккреции возможно образование массивной гелиевой или углеродно-кислородной звезды. Горение термоядерного топлива в таких звездах может привести к взрыву сверхновых звезд. Предложенная модель аккрецирующего белого карлика как возможного кандидата в предсверхновую в настоящее время общепринята. Результаты первых двух глав использовались и могут быть использованы для разработки термоядерной модели сверхновых звезд.
На основе простого анализа /размерного/ удалось понять,, как происходит горение термоядерного топлива в оболочках аккрецирующих нейтронных звезд. Полученные основные временные и энергетические характеристики удовлетворительно согласуются с данными наблюдений барстеров. Высказано предположение, что некоторые рентгеновские транзиенты могут быть следствием взрыва массивной оболочки нейтронной звезды. Предложено простое однозонное приближение для прослеживания процесса аккреции и последующей вспышки с учетом ядерной кинетики вплоть до хрома. Выдвинуто предположение, что радиоактивная оболочка, которая образуется после вспышки, может изменять тепловые условия во вновь аккрецируемом слое и тем самым менять характеристики вспышки.
Исследования условия горения водорода в оболочках нейтронных звезд показали, что8высокотемпературном режиме происходит уход от основного CNO цикла и процесс горения протекает посредством (р, ) реакции и (Ь -распадов до элементов группы железа. Харак-терное время истощения водорода зависит от времен Р-распадов наиболее нейтронно-дефицитных элементов.
