Mágneses "motor" szupernóva

Mágneses “motor” szupernóva

Gennagyij Bisnovaty-Kogan, Sergey Moiseenko
"Természet" №9, 2015

A szerzőkről

Gennadiy Semenovich Bisnovaty-Kogan – Fizikai és matematikai tudományok doktora, professzor, az Alkalmazott és Elméleti Csillagászati ​​és Rádiós Interferometria Tanszék vezető kutatója, IKI RAS. Kutatási érdekei közé tartozik a szupernóva, a felhalmozódás, a neutroncsillagok és a fekete lyukak, a nagy energiájú asztrofizika, a sötét anyag.

Sergey G. Moiseenko – Fizikai és matematikai tudományok doktora, ugyanazon osztály vezetője. Szupernóva fizika, mágneses hidrodinamika, numerikus szimuláció.

Az Univerzum egyik leghatalmasabb és legerősebb jelensége – egy szupernóva flash (robbanás) – a megfigyelőnek éles (108-1010 idő) a csillag fényerejének növekedése. Erős fényvisszaadás több tíz napig tart, és a csillag fényereje csökken. Maga a "szupernóva" kifejezés félrevezető lehet, hiszen fizikai szempontból az ilyen csillag robbanása jelenti az evolúció végső szakaszát. A megfigyelések szerint a sugárzás formájában kibocsátott szupernóva-robbanás energiája és (főleg) a kiléptetett anyag kinetikus energiája kb. 1050-1052 erg.Ezeknek a csillagoknak az I. és II. Típusok történelmileg megállapított besorolása – a hidrogénvonalak távollétében vagy jelenlétében a spektrumukban – meglehetősen formális. Nagyobb jelentőségű, hogy két nagy csoportra osztják őket a flash fizikai mechanizmusa szerint: termonukleáris szupernóva (Ia típus) és szupernóma összeomló maggal (II. És Ib. Típusú c). Az első robbanás egy fehér törpe termonukleáris robbanása, amelynek tömege meghaladja a Chandrasekhar-határt. A többdimenziós számszerű számítások lehetővé teszik számunkra, hogy olyan kvantitatív jellemzőket kapjunk, amelyek többé-kevésbé megfelelnek a megfigyelési adatoknak. A szupernóva-robbanások természetét még mindig nem teljesen tisztázzák. A modern asztrofizika megmagyarázására tett kísérlet számos mechanizmust kínál, de amint azt többdimenziós számszerű számítások mutatják, a legtöbbjük vagy egyáltalán nem robbanást okoz, vagy túl kevés energiát ad. Milyen ötletek vannak a legígéretesebbek itt?

Evolúció számokban

Az Univerzum anyaga főként hidrogénből (~ 70 tömeg%) és héliumból (~ 30%) áll. Amikor egy csillag csillagközi anyagból kondenzálódik, elkezdi az intenzív energiát sugározni, ami a hidrogén reakciójától a héliumig terjed. 4Nem azon a ponton, amikor 6 · 10 volt18 erg / g A hidrogén égési folyamata a csillag fejlődésének nagy részét veszi figyelembe. A kiégés után kezdődik a hélium és a szén reakciója. 12C és oxigén 16Ó, akkor – a magnézium képződése 24Mg, szilícium 28Si, kén 32S, stb., Amíg a vas nem formálódik 56Fe a legmagasabb kötési energiával rendelkező elem. Az átalakulás során felszabaduló energia 4Nem 56Fe, négyszer kevesebb, mint a reakcióban, amely héliumot generál (1,6-1018 erg / g). A hidrogénforrások kimerülése után a csillag folyamatosan összenyomódik, ami a hőmérséklet és a nyomás növekedéséhez vezet, a fényerő 1-3 nagyságrenddel növekszik. A héliumot érintő termonukleáris reakciók körülbelül 10 ° C-on kezdődnek8 K. Az égetés legutóbbi szakaszaiban óriási energiaveszteség keletkezik a neutrínó sugárzás következtében. Az utóbbi sok nagyságrenddel nagyobb lehet, mint a foton fényességének következtében.

Miután a csillag közepén egy vasmag keletkezett, energiát továbbra is fotonok és (főleg) neutrínók kibocsátására fordítanak. Ennek a szakasznak a forrása a gravitációs tömörítés, amelyen a csillag közepén lévő hőmérséklet nő. Amikor eléri a ~ 5 · 10-et9 K, megkezdi a vas bomlásának reakcióját neutronok, protonok és héliummagok (n, r, 4Nem), amelyben az energia felszívódik. Most a csillag belső nyomásának növekedése a tömörítés során nem képes kompenzálni a súlyerősség növekedését – stabilitásvesztés következik be, és a gyors összenyomás a szabad esés (összeomlás) sebességével kezdődik. Az összeomlás leáll, ha az anyag sűrűsége a szerződéses mag központi területein elérte a ~ 10 értéket14 g / cm3. Ilyen paraméterekkel az anyag állapota egyenletessé válik, vagyis a sűrűség további növelése érdekében sokkal nagyobb nyomásnövelés szükséges. Az összeomlás eredményeképpen rendszerint neutroncsillag keletkezik. A nagyobb tömegek összeomlásakor fekete lyuknak kell kialakulnia, de a szupernóva robbanás lehetősége továbbra is kérdéses. A keletkező neutroncsillag majdnem minden kötő energiáját, amely tömegének 20% -át érte el, a gyengén kölcsönható neutrínó továbbítja. Az utolsó energiát szállít ~ 6 · 1053 erg, sokkal magasabb, mint a kibocsátás megfigyelt kinetikus energiája és annál inkább az elektromágneses sugárzás energiája.

A csillag evolúciójának ilyen rendjét a szupernóva-robbanásig 1960-ban javasolta az angol asztrofizikus, F. Hoyle és az amerikai W. Fowler fizikus.Az összeomlás után a külső héj nagymértékben nő a fényességben. Ez egy szupernóva villanás (azaz robbanás), amelynek egy példáját az 1. ábrán mutatjuk be. 1.

Ábra. 1. Supernova 1987A, 1987. február 23-án tört ki a Nagy Magelláni Felhőben

Lehetséges robbanásveszélyes mechanizmusok

Az első szupernóva-robbanó mechanizmusok egy összeomló maggal az S. Colgate és R. White által 1966-ban javasolt neutrínó mechanizmus [1]. Az ötlet az volt, hogy az összeomlás során a gravitációs kötési energiának egy része átkerül a neutrínó energiájába, amelynek áramlása az incidens külső rétegei és a kioltott anyag között repül. Amikor egy neutroncsillag képződik, a sejtmag összeomlása után egy bizonyos távolságban egy ütőhullám alakul ki, amely találkozik a csillag esetleges eseményével. Nagy sűrűség esetén (~ 1014 g / cm3) az anyag szinte átlátszatlan a neutrínóhoz, de ha a sűrűség valamivel alacsonyabb, akkor a neutrínók szinte szabadon hagynak, így a neutrínó gömb felszíne (a csillag fotoszféra analógja a sugárzásnak). Az anyagot a neutrínóval való kölcsönhatás (az úgynevezett neutrínó lerakódás) melegíti.Feltételezték, hogy a neutrínó villanásnak a lökéshullám és a szupernóva-robbanás "megnyomását" kell eredményeznie. Azonban a pontosabb számítások kimutatták az ilyen robbanás alacsony hatékonyságát, amelynek energiája lényegesen kisebb volt, mint a megfigyelt.

1977-ben R. Epstein kimutatta, hogy egy erőteljes neutrínóáramú magban lévő forró anyag konvektív instabil, és azt javasolta, hogy a "neutrínó konvekciót" használják az összeomló szupernóva robbanásának magyarázatára [2]. A konvekció a belső régiókból származó nagy energiájú neutrínókat hordoz magában, és (az interakciós szakasz növekedésével az energiával) fokozza az anyag "kitolásának" a folyamatát, ami szupernóva robbanáshoz vezethet. De amikor egydimenziós, majd két- és háromdimenziós numerikus számításokat végeztek, kiderült, hogy a neutrínó konvekció elszámolása nem oldja meg a problémát. A vasmag összeomlása következtében 10-20 km távolságban keletkezik egy lökéshullám a csillag közepétől. A neutrínó villanás kifelé tolja a lökéshullámot, azonban a hullám akár 100-200 km távolságra van a központtól (és nem szupernóva robban), vagy tovább mozog, ami az energia felszabadulását eredményezi, de még nem elegendő a robbanás magyarázatához – legfeljebb 1049 erg.

A szupernóva-robbanás neutrínómechanizmusára vonatkozó ötletek kidolgozása számos további hatással jár együtt, melyeket V. M. Chechetkin és munkatársai, T. Yankey és mások kiadványai szentelnek.

A szupernóva-robbanás egy másik lehetséges mechanizmusa egy álló keringési lökéshullám instabilitásához kapcsolódik (Állóképesedés ütés instabilitás, SASI). A SASI-t először J. Blonde, A. Metsakapp és S. De Marino összeomlott szupernóvájának fizikájában használták, majd T. Foglitz használta. A megközelítés abból indul ki, hogy a lökéshullám nem sugárirányú perturbációi alakulnak ki, ami a lökéshullám kilépését a csillag külső rétegeihez és a szupernóva robbanásához vezetheti. De sajnos a SASI mechanizmus többdimenziós numerikus számításai nem teszik lehetővé, hogy elegendő energiával szupernóva-robbanást kapjunk.

1992-ben V.S. Imshennik egy olyan mechanizmust javasolt az összeomló szupernóva robbanására, amely egy összeomló mag feloszlása ​​alapján két részből áll, amelyek közül az egyik egy neutroncsillag [3]. A megosztott mag részének gravitációs sugárzása miatt közeledik az anyag áramlása. Amikor a kevésbé masszív komponens tömege eléri a neutroncsillagok alsó tömeghatárt, az energia felszabadulhat,a neutronok és a kis tömegű neutroncsillagok magjainak béta-bomlása. Az ilyen folyamat közvetlen háromdimenziós számmodellezését jelenleg nehéz megvalósítani. Csak említésre méltó, hogy ennek a mechanizmusnak a megvalósítása nagyon gyors forgást igényel a csillag előtti szupernóva előtt.

Mágneses forgatás szupernóva

1970-ben a cikk egyik szerzője (G. S. Bisnovaty-Kogan) előadta azt az elképzelést, hogy a szupernóva-robbanás mechanizmusának elemzésekor figyelembe kell venni a kezdeti mágneses mezőt és a szupernóva előtti rotációt [4].

A forgatás a csillag egyik fontos jellemzője. A csillag forgási sebessége nem haladhatja meg azt a kritikus értéket, amelyen a centrifugális erő egyensúlyozza a gravitációs erőt; ellenkező esetben az anyag "nyomva van" a lemezbe. A valóságban a leggyorsabban forgó csillagok esetében a felszíni sebesség nem haladja meg a kritikus 1/4-et, és a forgási energia nem több, mint a gravitációs 1% -a. Lassú tömörítés esetén a nyomaték kifelé fordul, például egy anyag kiáramlása miatt, és a forgatás hatása kicsi marad. A stabilitásvesztés után gyors tömörítés kezdődik, amelynek során a csillag különböző rétegei közötti nyomatékcsere nem történik meg.A tömörítés során a gravitációs energia egy része a forgás energiájává alakul át (főként a mag rotációs energiájává).

A rotációs csillagban nagy mennyiségű energia van, amelyet a forgási pillanat megőrzésének törvénye nem vonhat el a neutrínói törvénytől – éppen a forgás energiája. A készlet (egy csillagban forgó szilárd állapotban, kritikus sebességnél) körülbelül 3 · 1052 erg, és elégséges ahhoz, hogy megmagyarázza az energia felszabadulását a szupernóvában.

Tehát a robbanás energiája a mágneses mechanizmusában a pre-szupernóva forgó energiából származik. A mágneses mező lehetővé teszi, hogy a forgás energiáját radiális kinetikus energia alakítsa át. A vasmag heterogén összeomlása differenciál forgatáshoz vezet. Ha van egy poloid mágneses mező, akkor az ilyen inhomogén forgatás körülményei között toroid mező is felmerülhet, idővel növekedve. Egy erős toroid mező lehetővé teszi, hogy a mozgás kinetikus energiájának egy részét radiális kinetikus energia (a robbanás energiája) alakítsa át.

A szupernova robbanás mágnesesen forgó mechanizmusának egydimenziós numerikus szimulációját egy összeomló maggal már bemutattuk [5].A csillagot forgó, gravitáló végtelen hengernek tekintették (2. A henger központi része egy neutroncsillagnak (a sugárig R0) feltételezhetően össze nem állítható.

Ábra. 2. Egy magneto-rotációs szupernóma egydimenziós modellje egy tengely körül forgó henger formájában, amelynek szögsebessége ω [4]

Amint a további egydimenziós számítások mutatják, a kezdeti poloidális mágneses mező jelenlétében fellépő differenciál-rotáció valójában a mágneses mező toroid komponensének megjelenésével és lineáris növekedésével jár együtt [6]. Egy tömörítő hullám jelenik meg, amely csökkenő sűrűségi háttér mentén mozog. A hullám amplitúdója idővel nő. A hullám egy magnetohidrodinamikus lökéshullámgá alakul át. A héj külső rétegeiben a lökéshullám kimenete előszupernóva, és szupernóva-robbanáshoz vezet. A folyamat fejlődési ideje a kezdeti mágneses energia és a kezdeti gravitációs energia arányától függ. A megfigyelési adatokból következik, hogy ezeknek az energiáknak az aránya a pre-supernova-ban 10−6-10−8. Az ilyen kis paraméterek jelenléte a szupernóva-robbanás mágneses rotációs mechanizmusát leíró magnetohidrodinamikai egyenletekben,Nehéz számszerűsíteni ezt a problémát.

Ábra. 3. Mágneses rotációs szupernóva kétdimenziós számításainak eredményei. időbeliésÉn vagyok a sebesség mező fejlődése (bal oszlop) és a hőmérsékleti mezőket (jobb oszlopban) a megadott pontokrat. Kezdeti mágneses mező – quadrupole

Mivel kétdimenziós numerikus számításaink először mutatták ki, a magneto-rotációs szupernóva robbanásának formája jelentősen függ a mágneses tér kezdeti konfigurációjától [7, 8] (3, 4). A dipol típusú kezdeti mágneses térségnél a robbanás elsősorban a forgási tengely mentén történik, amely a kialakulás során enyhén kollimált irányított sugárhajtású sugárhoz vezethet. Abban az esetben, ha a kezdeti mágneses mező kvadrupol, az ilyen robbanás elsősorban az egyenlítői sík közelében terjed. Számításainkból következik, hogy a szupernóva-robbanás energiája a magtól és a kezdeti forgási energiától függ, és eléri a 2,6 · 10-et51 erg [9] (5.

Ábra. 4. Mágneses rotációs szupernóva kétdimenziós számításainak eredményei. időbeliésÉn vagyok a sebesség mező fejlődése (bal oszlop) és a hőmérsékleti mezőket (jobb oszlopban) a megadott pontokrat. Kezdeti mágneses tér – dipólus

A mágneses tér kialakulásának kezdeti szakaszában a toroid komponense lineárisan növekszik, majd a mágneses tér toroidális és poloidális komponenseinek exponenciális növekedése következik be. Mágneses rotációs instabilitás merül fel, ami az ilyen robbanás idejének csökkenéséhez vezet.

Ábra. 5. A mágneses szupernóva robbanásának energiája függ a mag tömegétől a fajlagos forgási energia különböző értékeinél, mielőtt a mágneses mező kialakulása megkezdődik Erothadás /Mmag (vagyis az összeomlás előtt)

Mint láthatjuk, a szupernóva-robbanás mágneses forgatási mechanizmusa lehetővé teszi számításainkban a megfigyeléseknek megfelelő villanási energiát. A robbanás formája minőségi szempontból függ a mágneses mező kezdeti konfigurációjától.

***

Annak ellenére, hogy számos lehetséges szupernóva-robbanó mechanizmus létezik egy összeomló maggal, miközben multidimenzionális numerikus modellezéssel csak a mágneses hűtést eredményezi a megfigyelésekhez hasonló robbanásenergia. Ezenkívül ez a mechanizmus másik "bónusz" – ilyen szupernóvás robbanás, szűk irányú fúvókák kialakítása – kollimált fúvókák, amelyek gammasugárzást okozhatnak.

irodalom
1. Calgate S.A., White R. H. A szupernóva robbanások hidrodinamikus viselkedése // Asztrofizikai folyóirat. 1966. V. 143. P. 626-681.
2. Epstein R. I. Szupernóva robbanások mechanizmusai // Astrophysics és Space Science Library. 1977. V. 66. o.
3. Imshennik V.S. Egy szupernóva-robbanás esetleges forgatókönyve egy masszív csillagmágus gravitációs összeomlása esetén // Levelek az Asztronómiai Laphoz. 1992. V. 18. S. 489-504.
4. G. Bisnovaty-Kogan A forgó csillag robbanásának mechanizmusaként, mint szupernóva // Csillagászati ​​folyóirat. 1970. T. 47. 813-816.
5. Bisnovaty-Kogan G. S., Popov Yu. P., Samokhin A. A. Szupernóva-robbanás mágneshidrodinamikai rotációs modellje // Asztrofizika és űrkutatás. 1976. V. 41. 321-356.
6. Ardelyan N.V., Bisnovaty-Kogan G.S., Popov Yu.P. A mágneses forgási robbanás vizsgálata hengeres modellben // Csillagászati ​​folyóirat. 1979. T. 56. 1244-1255.
7. Ardeljan N. V., Bisnovatyi-Kogan G. S., Moiseenko S. G. Magnetorotációs szupernóva // A Királyi Csillagászati ​​Társaság havi közleményei. 2005. V. 359. P. 333-344.
8. Moiseenko S.G., Bisnovatyi-Kogan G. S., Ardeljan N. V. Magnetorotációs mag-összeomlási modell fúvókákkal // A Királyi Csillagászati ​​Társaság havi közleményei. 2006. V. 370. P. 501-512.
9. Bisnovaty-Kogan G.S., Moiseenko S.G., Ardelyan N.V. Különböző Magnetációs Supernovae // Astronomical Journal. T. T. 85. C. 1109-1121.


Like this post? Please share to your friends:
Vélemény, hozzászólás?

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