Magnetiniai "variklio" supernovos

Magnetiniai „variklio“ supernovos

Genadijus Bisnovaty-Koganas, Sergejus Моисеенко
"Gamta" №9, 2015

Apie autorius

Genadijus Semenovičius Bisnovaty-Koganas – Fizikinių ir matematinių mokslų daktaras, profesorius, Taikomosios ir teorinės astronomijos ir radijo interferometrijos katedros vyriausiasis mokslinis bendradarbis, IKI RAS. Jo mokslinių tyrimų interesai yra supernovos, akrecija, neutronų žvaigždės ir juodosios skylės, didelės energijos astrofizika, tamsioji materija.

Sergejus G. Моисеенко – Fizikos ir matematikos mokslų daktaras, to paties departamento vadovas. Įtraukta į supernovos fiziką, magnetinę hidrodinamiką, skaitinį modeliavimą.

Vienas iš galingiausių ir ryškiausių Visatos spindulių – berniukas (sprogimas) supernovoje – žiūri į stebėtoją kaip aštrų (108-1010 kartus) žvaigždės spindesio padidėjimas. Stiprus švytėjimas trunka nuo kelių iki dešimčių dienų, o tada žvaigždės ryškumas mažėja. Pačios "supernovos" sąvoka gali būti klaidinanti, nes fiziniu požiūriu tokios žvaigždės sprogimas yra paskutinis jos evoliucijos etapas. Kaip parodė pastebėjimai, supernovos sprogimo energija, išsiskirianti spinduliuotės forma ir (dažniausiai) išmetamos medžiagos kinetinės energijos forma, yra ~ 1050-1052 ergIstoriškai nustatyta šių žvaigždžių klasifikacija pagal I ir II tipus – tai, kad jų spektruose nėra ir nėra vandenilio linijų – yra gana formalus. Labiau prasmingas yra jų padalijimas į dvi dideles grupes pagal fizinį blykstės mechanizmą: termobranduolinės supernovos (tipas Ia) ir supernovos su žlugimo šerdimi (II ir Ib tipai, c). Pirmasis sprogimas yra termodinaminis baltojo nykščio sprogimas, kurio masė viršija Chandrasekhar ribą. Šio atvejo daugiadimensiniai skaitiniai skaičiavimai leidžia mums gauti kiekybines charakteristikas, kurios daugiau ar mažiau atitinka stebėjimo duomenis. Supernovos sprogimų pobūdis su žlugdančia šerdimi vis dar nėra visiškai aiškus. Bandydamas paaiškinti savo šiuolaikinę astrofiziką siūlo keletą mechanizmų, tačiau, kaip parodė daugiamačių skaičiavimų skaičiavimai, dauguma jų nei visai nesukelia sprogimo, nei suteikia per mažai energijos. Kokios idėjos čia labiausiai perspektyvios?

Evoliucija skaičiais

Visatoje esanti medžiaga daugiausia susideda iš vandenilio (~ 70 masės%) ir helio (~ 30%). Kai žvaigždė kondensuoja tarpžvaigždinės materijos, ji pradeda spinduliuoti intensyvią energiją, ją traukiant iš vandenilio ir helio reakcijos. 4Ne prie kurio išsiskiria 6 · 1018 erg / g Vandenilio degimo procesas užima svarbiausią žvaigždės evoliucijos laiką. Po jo išdegimo prasideda heliu reakcija į anglį. 12C ir deguonis 16O, tada – magnio formavimas 24Mg, silicis 28Si, siera 32S ir kt., Kol geležies formos 56Fe yra elementas, kurio didžiausias privalomas energijos kiekis. Per transformaciją išleista energija 4Ne 56Fe, keturis kartus mažiau nei reakcijoje, kuri generuoja helią (1,6 · 1018 erg / g). Išnaudojus vandenilio išteklius, žvaigždė ir toliau suspaudžia, dėl ko padidėja temperatūra ir slėgis, šviesumas padidėja 1-3 laipsniais. Termobranduolinės reakcijos, kuriose vyksta helis, prasideda ~ 10 ° C temperatūroje8 K. Paskutiniuose degimo etapuose dėl neutrininės spinduliuotės yra didelis energijos nuostolis. Pastarasis gali būti daug didesnis, nei fotonų šviesumas.

Po to, kai žvaigždės centre yra geležies šerdis, energija išlieka fotonų ir (dažniausiai) neutrinų išmetimui. Šio etapo šaltinis yra gravitacinis suspaudimas, kurio metu temperatūra žvaigždės centre didėja. Kai jis pasiekia ~ 5 · 109 K, prasideda geležies skilimo reakcija į neutronus, protonus ir helio branduolius (n, p, 4Ne), kurioje energija, atvirkščiai, yra absorbuojama. Dabar vidinio slėgio augimas suspaudimo metu negali kompensuoti gravitacijos jėgų augimo – atsiranda stabilumo praradimas, o greitas suspaudimas prasideda laisvo kritimo (žlugimo) greičiu. Koliažas sustoja, kai cheminės medžiagos tankis centriniame susitraukiančio branduolio regionuose siekia ~ 1014 g / cm3. Su tokiais parametrais, būklės lygtis tampa "sunku", t. Y. Siekiant tolesnio tankio padidėjimo reikalingas žymiai didesnis slėgio padidėjimas. Dėl žlugimo, kaip taisyklė, susidaro neutroninė žvaigždė. Per daugiau masyvių branduolių žlugimą turėtų formuotis juodoji skylė, tačiau galimybė supernovos sprogimui tebėra abejotina. Beveik visa susidarančios neutronų žvaigždės, pasiekiančios 20% savo masės, susiejimo energija perduodama silpnai sąveikaujančią neutriną. Paskutinis nešiojamasis maitinimas ~ 6 · 1053 erg, yra daug didesnis negu nustatyta emisijos kinetinė energija ir tuo labiau elektromagnetinės spinduliuotės energija.

Tokią žvaigždės evoliucijos schemą iki supernovos sprogimo 1960 m. Pasiūlė anglų astrofizikas F. Hoylis ir amerikietis fizikas W. Fowleris.Po žlugimo išorinis korpusas plečiasi didžiuliu šviesos padidėjimu. Tai yra supernovos blykstė (t. Y. Sprogimas), kurios pavyzdys parodytas fig. 1.

Pav. 1. Supernova 1987A, iškilusi 1987 m. Vasario 23 d. Didžiojo Magelano debesyje

Galimi sprogimo mechanizmai

Viena iš pirmųjų supernovos sprogimo mechanizmų su žlugimo branduoliu buvo 1966 m. S. Colgate ir R. White pasiūlytas neutrininis mechanizmas [1]. Idėja buvo ta, kad žlugimo metu dalis gravitacinės rišamosios energijos perkeliama į neutrininę energiją, kurios srautas sklendžia per išorinius sluoksnius incidento ir išmetamų medžiagų. Kai susidaro neutroninė žvaigždė, po branduolio žlugimo sustoja, tam tikru atstumu nuo jo susidaro smūginė banga, kurios metu susitinkama su žvaigždės įvykiu. Esant dideliam tankiui (~ 1014 g / cm3) cheminė medžiaga yra beveik nepermatoma, o jei tankis yra šiek tiek mažesnis, neutrinai palieka beveik laisvai, paliekant neutrino sferos paviršių (analogo žvaigždės fosforo spinduliuotei). Medžiaga šildoma bendraujant su neutrinu (vadinamuoju neutrinų nusodinimu).Buvo daroma prielaida, kad neutrino blykstė turėtų sukelti smūgio bangos išstumimą ir supernovos sprogimą. Tačiau tolesni tiksliausi skaičiavimai parodė, kad toks sprogimas yra mažas, kurio energija pasirodė žymiai mažesnė nei nustatyta.

1977 m. R. Epstein parodė, kad karštas medžiaga branduolyje su stipriu neutrininiu srautu yra konveksiškai nestabilus ir pasiūlė naudoti "neutrino konvekciją", kad paaiškintų žlungančių supernovų sprogimą [2]. Konvekcija perneš didelius energijos neutrinus iš vidinių sričių ir (dėl sąveikos dalies augimo su energija) sustiprės procesas "išspausti" medžiagą iš išorės, o tai gali sukelti supernovos sprogimą. Tačiau atlikus vienmatį, tada dviejų ir trijų skaičiavimų skaičiavimus pasirodė, kad neutrinų konvekcijos apskaita problema neišsprendžia. Dėl geležies šerdies žlugimo 10-20 km atstumu nuo žvaigždės centro susidaro smūginė banga. Neutroskopinė blykstė išstumia smūginę bangą į išorę, tačiau banga arba sustoja 100-200 km atstumu nuo centro (o supernova visai nėra sprogsta) arba toliau judėti į išorę, o tai lemia energijos išsiskyrimą, bet dar nepakanka paaiškinti sprogimą – ne daugiau kaip 1049 erg

Idėjų apie neutronų supernovos sprogimo mechanizmą plėtra tebėra įtraukta įvairias papildomas pasekmes, į kurias nukreipti V. M. Chechetkin ir jo kolegos, T. Yankey ir kt. Leidiniai.

Kitas įmanomas supernovos sprogimo mechanizmas yra susijęs su nuolatinės akrecioninės smūginės bangos (Nuolatinis akreto smūgio nestabilumas, SASI). Pirmą kartą SASI buvo naudojamas J. Blonde, A. Metsakappo ir S. De Marino žlugimo supernovos fizikoje, vėliau jį panaudojo T. Foglitzas. Šis metodas remiasi besikeičiančios smūginės bangos ne radialinėmis pasipiktinimą, kuris gali sukelti smūginės bangos išėjimą į išorinius žvaigždės sluoksnius ir supernovos sprogimą. Bet deja, daugybiniai SASI mechanizmo skaitiniai skaičiavimai taip pat neleidžia gauti supernovos sprogimo pakankamai energijos.

1992 m. V. S. Imshennik pasiūlė sugadinti supernovų sprogimo mechanizmą, paremtą suskaidomo branduolio padalijimu į dvi dalis, iš kurių viena yra neutronų žvaigždė [3]. Dėl suskaidytosios branduolio dalies gravitacinės spinduliuotės, yra medžiagų srautas. Kai mažesnio masyvio komponento masė pasiekia mažesnę neutronų žvaigždžių masę, energija gali išsiskirti,susijęs su neutronų ir branduolių mažos masės neutronų žvaigždžių beta pasiskirstymu. Tiesioginis trijų skaitmenų modeliavimas tokio proceso šiuo metu yra sunku įgyvendinti. Mes tik paminėjame, kad šio mechanizmo įgyvendinimas reikalauja labai greitai pasukti žvaigždę prieš blykstę (prieš supernovą).

Magnetinės sukimosi supernovos

1970 m. Vienas iš šio straipsnio autorių (G.S. Bisnovaty-Kogan) pasiūlė idėją, kad analizuojant supernovos sprogimo mechanizmą būtina atsižvelgti į pradinį magnetinį lauką ir prieš supernovos sukimąsi [4].

Rotacija yra svarbi žvaigždės charakteristika. Žvaigždės sukimosi greitis negali viršyti kritinės vertės, kai centrifuginė jėga susilygina su gravitacine jėga; kitaip, medžiaga "suspausta" į diską. Iš tiesų, sparčiausiai besikeičiančioms žvaigždėms greitis ant paviršiaus neviršija 1/4 kritinės, o sukimosi energija yra ne daugiau kaip 1% gravitacinio. Jei lėtas suspaudimas, sukimo momentas sukasi išorėje, pavyzdžiui, dėl medžiagos nutekėjimo, o sukimosi poveikis išlieka mažas. Po stabilumo praradimo prasideda greitas suspaudimas, kurio metu sukimo momentas tarp skirtingų žvaigždžių sluoksnių nesikeičia.Suspaudimo metu dalis gravitacinės energijos paverčia į sukimosi energiją (daugiausia į branduolio sukimosi energiją).

Sukimo žvaigždutėje yra didelis energijos kiekis, kurio negalima užmiršti neutrinų įstatymu dėl sukimosi momento išsaugojimo įstatymo – būtent tai yra sukimosi energija. Jo ištekliai (žvaigždutėje, besikeičiančioje kietojo kūno padėtyje kritiniu greičiu) yra maždaug 3 · 1052 erg ir pakankamai pakanka paaiškinti energijos išleidimą supernovoje.

Taigi sprogimo energija jos magnetiniame mechanizme paimama iš priešlaikinės energijos sukimosi energijos. Magnetinis laukas leidžia paversti sukimosi energiją į radialinę kinetinę energiją. Neteisėtas geležies šerdies žlugimas lemia diferencijuotą sukimąsi. Jei yra poloidinis magnetinis laukas, tuomet tokiomis nevienodomis pasukimo sąlygomis taip pat turėtų atsirasti toroidinis laukas, didėjantis laikui bėgant. Stiprus toroidinis laukas leidžia paversti dalį kinetinės rotacijos energijos į radialinę kinetinę energiją (sprogimo energiją).

Rezultatai одномерного skaitmeninio modeliavimo magnetiškai sukimosi mechanizmo взрыва сверхновой su разрушающим branduolio buvo pateiktos [5].Žvaigždė čia laikoma sukamą gravitacinį begalinį cilindrą (2 pav.). Centrinė cilindro dalis, atitinkanti neutronų žvaigždutę (iki spindulio R0) buvo laikoma nesudėtinga.

Pav. 2 Vienmačio magneto-sukimosi supernovos modelis cilindro, sukinančio aplink ašį ir kampinis greitis ω [4]

Kaip matyti iš tolesnių vienmatių skaičiavimų, diferencialinis sukimas esant pradiniam poloidiniam magnetiniam laukui iš tiesų lemia magnetinio lauko toroidinės sudedamosios dalies atsiradimą ir tiesinį augimą [6]. Atsiranda sutankinimo banga, judanti greta kritimo tankio fono. Šios bangos amplitudė su laiku didėja. Banga virsta magnetohydrodinamine smūgine banga. Išorinė šoko banga išoriniame sluoksnyje yra priešlaikinė supernova ir sukelia supernovos sprogimą. Proceso vystymosi laikas priklauso nuo pradinės magnetinės energijos santykio su pradine gravitacine energija. Iš stebimų duomenų matyti, kad šių energijos energijos santykis prieš supernovą yra 10−6-10−8. Tokio nedidelio parametro buvimas magnethidrodinaminėse lygtyse, apibūdinantis magnetinio sukimosi mechanizmą supernovos sprogimui,Sunku skaičiais imituoti šią problemą.

Pav. 3 Dvimačių skaičiavimų magnetinės sukimosi viršsvorio rezultatai. LaikasaAš esu greičio lauko evoliucija (kairysis stulpelis) ir temperatūros laukai (dešinysis stulpelis) nurodytais laiko momentaist. Pradinis magnetinis laukas – kvadrupolis

Kadangi mūsų dvimatis skaitiniai skaičiavimai parodė pirmą kartą, sprogimas formos magneto-вращательной supernovos žymiai priklauso nuo pradinės konfigūracijos magnetinio lauko [7, 8] (3, 4). Pradinio magnetinio lauko dipolio tipo sprogimas vyksta daugiausia išilgai sukimosi ašies, kuris jo sukūrimo metu gali sukelti šiek tiek kolimituoto kryptinio srauto išmetimą – purkštuvą. Tuo atveju, kai pradinis magnetinis laukas yra kvadrupolis, toks sprogimas daugiausia plinta netoli pusiaujo plokštumos. Remiantis mūsų skaičiavimais, supernovos sprogimo energija priklauso nuo branduolio masės ir pradinės sukimosi energijos ir gali siekti 2,6 · 1051 erg [9] (5 pav.).

Pav. 4 Dvimačių skaičiavimų magnetinės sukimosi viršsvorio rezultatai. LaikasaAš esu greičio lauko evoliucija (kairysis stulpelis) ir temperatūros laukai (dešinysis stulpelis) nurodytais laiko momentaist. Pradinis magnetinis laukas – dipolis

Pradiniame magnetinio lauko evoliucijos etape jo toroidinis komponentas didėja tiesiai, tada atsiranda magnetinio lauko toroidinių ir poloidinių komponentų eksponentinis augimas. Atsiranda magnetinio sukimosi nestabilumas, dėl kurio mažėja tokio sprogimo atsiradimo laikas.

Pav. 5 Magnetinės supernovos sprogimo energijos priklausomybė nuo branduolio masės įvairiose specifinės sukimosi energijos reikšmėse prieš magnetinio lauko evoliucijos pradžią Epuvėti /Mbranduolys (t. y. prieš sutraukimą)

Kaip matome, supernovos sprogimo magnetinio sukimosi mechanizmas leidžia mums apskaičiuoti su bangos energija, atitinkančia stebėjimus. Sprogimo forma kokybiškai priklauso nuo pradinio magnetinio lauko konfigūracijos.

***

Nepaisant to, kad yra keletas galimų supernovos sprogimo mechanizmų su žlungančiu branduoliu, o daugialypis skaitmeninis modeliavimas, tik magnetomagnetinė sprogimo energija prilygsta stebėjimams. Be to, šis mechanizmas turi dar vieną "premiją" – tokiu supernovų sprogimu galima susidaryti siaurai nukreiptus purkštukus – kolimintus purkštukus, kurie gali sukelti gama spindulių spindulius.

Literatūra
1. Calgate S.A., Baltas R. H. Supernovos sprogimų hidrodinaminis elgesys Astrofizikinis žurnalas. 1966. V. 143. P. 626-681.
2. Epstein R. I. Supernovos sprogimo mechanizmai // Astrofizikos ir kosmoso mokslo biblioteka. 1977. V. 66. p. 183.
3. Imshennik V. S. Galimas scenarijus supernovos sprogimo sąlygomis gravitacinio žlugimo masyvaus žvaigždžių branduolio // Laiškai į astronominį žurnalą. 1992. V. 18. S. 489-504.
4. G. Bisnovaty-Kogan. Dėl sprogimo mechanizmo sukimosi žvaigždės kaip supernovos // Astronomijos žurnalas. 1970. T. 47. p. 813-816.
5. Bisnovaty-Kogan G. S., Popovas J. P., Samokhin A. A. magnetinio hidrodinaminio sukimosi modelis supernovos sprogimui // Astrofizika ir kosmoso mokslas. 1976. V. 41. p. 321-356.
6. Ardelyan N. V., Bisnovaty-Kogan G. S., Popovas J. P. tyrimas magnetinio sukimosi sprogimo cilindrinis modelis // Астрономический žurnalas. 1979. T. 56. p. 1244-1255.
7. Ardeljanas N. V., Bisnovaty-Kogan G. S., Moiseenko S. G. Magnetorotacinės supernovos // Mėnesiniai pranešimai apie Karališkosios astronomijos draugiją. 2005. V. 359. P. 333-344.
8. Moiseenko S. G., Bisnovatyi-Kogan G. S., Ardeljan N. V. Magnetorotacinis branduolio-žlugimo modelis su purkštukais // Mėnesiniai pranešimai apie Karališkosios astronomijos draugiją. 2006. V. 370. P. 501-512.
9. Bisnovaty-Kogan G. S., Moiseenko S. G., Ardelyan N. V. Įvairūs magnetiniai supernovos // Astronomijos žurnalas. 2008. T. 85. C. 1109-1121.


Like this post? Please share to your friends:
Parašykite komentarą

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: