Кое-что о гиперновых
Nov. 3rd, 2017 09:35 am![[personal profile]](https://www.dreamwidth.org/img/silk/identity/user.png){kind=small}
atandakil_gunzeВзрывы самых массивных звезд - гипергигантов - иногда сопровождаются своеобразным явлением - электрон-позитронной нестабильностью. При взрыве таких звезд их ядро не успеет сколлапсировать, потому что при быстром сжатии ядра гипергиганта его энергия может оказаться столь большой, что в нем начинают рождаться электрон-позитронные пары. Они быстро уносят энергию из ядра (как нейтрино в URCA-процессе, https://atandakil-gunze.dreamwidth.org/5401.html), оно в результате продолжает сжиматься, рождая новые электрон-позитронные пары - и, в конце концов, полностью разрушается. А позитроны захватываются вышележащими слоями оболочки звезды, в ней выделяется колоссальная энергия, в результате чего такой взрыв гиперновой оказывается во много раз мощнее любого другого взрыва сверхновой звезды.
Интересны некоторые подробности этого процесса.
Коллапс ядра гипергиганта начинается таким же образом, как и коллапс ядра любой сверхновой звезды. Однако температура в ядре гипергиганта очень высока - она может превышать триста миллионов градусов, а при такой температуре ядро излучает достаточно жесткие гамма-кванты.Подсчеты показывают, что в зависимости от массы гипергиганта и скорости его вращения взрыв звезды может развиваться по нескольким вариантам.
1. Для любой звезды массой менее примерно 100 солнечных масс гамма-кванты будут, как и в случае обычных сверхновых типа II, выноситься в наружные слои звезды, нагревать их - и при коллапсе ядра за счет URCA-процесса произойдет обычный описанный ранее взрыв сверхновой - весьма яркий.
2. В случае не слишком быстро вращающейся звезды массой от 100 до примерно 130 масс Солнца произойдет следующее: некоторые фотоны приобретут настолько высокую энергию, что сталкиваясь с электронами и ядрами атомов более высоких и холодных слоев звезды, они начнут порождать пары электронов с позитронами. В сущности, и для звезд меньшей массы этот процесс будет иметь место - но доля фотонов столь высокой энергии там оказывается небольшой и существенного влияния на развитие процесса взрыва она не оказывает. В нашем же случае доля таких фотонов достаточно велика - и в результате внешние слои могут быстро нагреться до огромных температур. Результат будет парадоксальным - быстрый нагрев внешней оболочки звезды приведет к ее расширению, падению давления, которое внешние части звезды оказывают на ядро, и, следовательно, к стабилизации поведения звезды и некоторому продлению длительности ее жизни. Внешние же слои, нагретые излучением гамма-квантов и аннигиляцией рожденных при этом позитронов, могут расшириться настолько, что со стороны это будет казаться мощным взрывом, произошедшим на звезде.
Скорее всего, для большинства звезд массой до 130 солнечных масс именно так все и заканчивается - они претерпевают один или несколько таких взрывов, сбрасывая массу, пока, в конце концов, их ядерное топливо в центре окончательно не выгорает, и звезда не взрывается сверхновой, как в предыдущем случае.
3. Для звезд с небольшой скоростью вращения и массой, ориентировочно, от 130 до 250 солнечных масс этот процесс происходит куда эффектнее.
Рано или поздно случайный всплеск рождения электрон-позитронных пар в окружающей ядро оболочке окажется настолько мощным, что давление на ядро повысится. Это вызовет, в свою очередь, рост интенсивности образования в ядре жестких гамма-квантов, а следовательно - еще большее повышение тепловыделения и рост давления во внешней оболочке - еще большее повышение интенсивности образования в ядре гамма-квантов - еще больший рост температуры и давления в оболочке... Лавинообразно нарастающий процесс потери устойчивости приведет в результате к колоссальному выносу энергии в прилегающие к ядру слои звезды, в результате которого в этих слоях начинается термоядерный синтез тяжелых (до железа и далее) элементов с дальнейшим тепловыделением. В самом ядре, которое на этой стадии у звезд этой массы практически полностью состоит из железа, начинается синтез никеля и кобальта - а во внешних слоях звезды происходит чудовищной мощи ядерный взрыв, превосходящий по мощности обычную сверхновую примерно на полтора-два порядка.
И обратите внимание: никакого коллапса в центральной части не происходит - описанный процесс протекает так быстро, что коллапс просто не успевает начаться. От центральной части звезды остается огромное (массой в десять и более (по некоторым подсчетам - до тридцати) масс Солнца) раскаленное облако железа, никеля-56 и кобальта-56, которые тоже рано или поздно распадутся до железа. Ну, а внешние части разлетаются в результате чудовищного взрыва.
4. Но и это не все. Теоретически, у еще более массивных звезд мощность взрыва в описываемой стадии столь высока, что в их центральной части должен начаться синтез тяжелых и сверхтяжелых элементов (до урана и далее). Этот синтез потребляет много энергии, в результате чего температура центральных частей ядра падает - и они успевают сколлапсировать в черную дыру.
Так что, как ни парадоксально, судя по всему, после взрыва самых массивных звезд Вселенной тоже остается черная дыра, как и от взрыва куда менее массивных (но все равно, гигантских) звезд - и только в некотором промежутке масс звезды энергия ядра оказывается достаточной, чтобы избежать коллапса.
5. У быстровращающихся звезд коллапс ядра происходит в любом случае, при этом у гипергиганта вдоль оси вращения черной дыры выстреливаются джеты, формирующие длинный гамма-всплеск (и о гамма-всплесках разговор впереди) - механизм коллапсара.
Интересны некоторые подробности этого процесса.
Коллапс ядра гипергиганта начинается таким же образом, как и коллапс ядра любой сверхновой звезды. Однако температура в ядре гипергиганта очень высока - она может превышать триста миллионов градусов, а при такой температуре ядро излучает достаточно жесткие гамма-кванты.Подсчеты показывают, что в зависимости от массы гипергиганта и скорости его вращения взрыв звезды может развиваться по нескольким вариантам.
1. Для любой звезды массой менее примерно 100 солнечных масс гамма-кванты будут, как и в случае обычных сверхновых типа II, выноситься в наружные слои звезды, нагревать их - и при коллапсе ядра за счет URCA-процесса произойдет обычный описанный ранее взрыв сверхновой - весьма яркий.
2. В случае не слишком быстро вращающейся звезды массой от 100 до примерно 130 масс Солнца произойдет следующее: некоторые фотоны приобретут настолько высокую энергию, что сталкиваясь с электронами и ядрами атомов более высоких и холодных слоев звезды, они начнут порождать пары электронов с позитронами. В сущности, и для звезд меньшей массы этот процесс будет иметь место - но доля фотонов столь высокой энергии там оказывается небольшой и существенного влияния на развитие процесса взрыва она не оказывает. В нашем же случае доля таких фотонов достаточно велика - и в результате внешние слои могут быстро нагреться до огромных температур. Результат будет парадоксальным - быстрый нагрев внешней оболочки звезды приведет к ее расширению, падению давления, которое внешние части звезды оказывают на ядро, и, следовательно, к стабилизации поведения звезды и некоторому продлению длительности ее жизни. Внешние же слои, нагретые излучением гамма-квантов и аннигиляцией рожденных при этом позитронов, могут расшириться настолько, что со стороны это будет казаться мощным взрывом, произошедшим на звезде.
Скорее всего, для большинства звезд массой до 130 солнечных масс именно так все и заканчивается - они претерпевают один или несколько таких взрывов, сбрасывая массу, пока, в конце концов, их ядерное топливо в центре окончательно не выгорает, и звезда не взрывается сверхновой, как в предыдущем случае.
3. Для звезд с небольшой скоростью вращения и массой, ориентировочно, от 130 до 250 солнечных масс этот процесс происходит куда эффектнее.
Рано или поздно случайный всплеск рождения электрон-позитронных пар в окружающей ядро оболочке окажется настолько мощным, что давление на ядро повысится. Это вызовет, в свою очередь, рост интенсивности образования в ядре жестких гамма-квантов, а следовательно - еще большее повышение тепловыделения и рост давления во внешней оболочке - еще большее повышение интенсивности образования в ядре гамма-квантов - еще больший рост температуры и давления в оболочке... Лавинообразно нарастающий процесс потери устойчивости приведет в результате к колоссальному выносу энергии в прилегающие к ядру слои звезды, в результате которого в этих слоях начинается термоядерный синтез тяжелых (до железа и далее) элементов с дальнейшим тепловыделением. В самом ядре, которое на этой стадии у звезд этой массы практически полностью состоит из железа, начинается синтез никеля и кобальта - а во внешних слоях звезды происходит чудовищной мощи ядерный взрыв, превосходящий по мощности обычную сверхновую примерно на полтора-два порядка.
И обратите внимание: никакого коллапса в центральной части не происходит - описанный процесс протекает так быстро, что коллапс просто не успевает начаться. От центральной части звезды остается огромное (массой в десять и более (по некоторым подсчетам - до тридцати) масс Солнца) раскаленное облако железа, никеля-56 и кобальта-56, которые тоже рано или поздно распадутся до железа. Ну, а внешние части разлетаются в результате чудовищного взрыва.
4. Но и это не все. Теоретически, у еще более массивных звезд мощность взрыва в описываемой стадии столь высока, что в их центральной части должен начаться синтез тяжелых и сверхтяжелых элементов (до урана и далее). Этот синтез потребляет много энергии, в результате чего температура центральных частей ядра падает - и они успевают сколлапсировать в черную дыру.
Так что, как ни парадоксально, судя по всему, после взрыва самых массивных звезд Вселенной тоже остается черная дыра, как и от взрыва куда менее массивных (но все равно, гигантских) звезд - и только в некотором промежутке масс звезды энергия ядра оказывается достаточной, чтобы избежать коллапса.
5. У быстровращающихся звезд коллапс ядра происходит в любом случае, при этом у гипергиганта вдоль оси вращения черной дыры выстреливаются джеты, формирующие длинный гамма-всплеск (и о гамма-всплесках разговор впереди) - механизм коллапсара.
