Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Астрономия -> Гоффмейстер К. -> "Переменные звезды" -> 75

Переменные звезды - Гоффмейстер К.

Гоффмейстер К., Рихтер Г., Венцель В. Переменные звезды. Под редакцией Самуся H.H. — M.: Наука, 1990. — 360 c.
ISBN 5-02-014352-9
Скачать (прямая ссылка): peremenniezvezdi1990.pdf
Предыдущая << 1 .. 69 70 71 72 73 74 < 75 > 76 77 78 79 80 81 .. 164 >> Следующая


Если бы все звезды с.массой более 1,4 массы Солнца взрывались как сверхновые, то вспышки должны были бы случаться гораздо чаще, чем наблюдается на самом деле. В этом случае также трудно оценить потерю массы до стадии сверхновой, особенно на ветви сверхгигантов. При большой потере даже звезды с первоначальной массой 59R13 могут кончить свою жизнь белыми карликами с массой 1,4 солнечной. Вероятно, в качестве предсверхновых II типа могут рассматриваться относительно массивные звезды (т.е. звезды населения типа 1), лежащие в определенном, сравнительно узком интервале масс. Как уже упоминалось, сверхновая 1987А в Большом Магеллановом Облаке, возможно, возникла в результате взрыва сверхгиганта спектрального класса ВЗ.

При расчетах обмена масс между звездами в тесных двойных системах іакже получаются кандидаты и сверхновые.

Здесь мы переходим к вопросу о возможных предшественниках сверхновых типа 1а, родственных населению диска и населению H типа. Так как эти типы населения содержат только маломассивные звезды, массивные звсз.іьі едва ли могут рассматриваться в качестве предсверхновых типа 1а. Зато представляют интерес маломассивные, вьпоревшис звезды (белые карлики), которые коллапсируют. как только они, вследствие накопления вещества, превысят критическую массу 1,4QR3. Это могло бы случиться, например, у катаклизмических двойных звезд, когда белый карлик, постоянно накапливая вещество, превысит значение чандрасекаров-ской критической массы (1.49A). Предполагается, что аккреция массы происходит достаточно медленно, чтобы не могла произойти вспышка новой (см. раздел 3.1.5; ср. Старрфильд и др., (981). Если все же будут Происходить вспышки новой, то, по современным данным, белый карлик а среднем будет терять больше массы, чем он ее в среднем приобретает. Таким образом, он никогда не сможет набрать необходимую критическую массу. Не исключено, что возможны очень благоприятные начальные условия, при которых белый карлик сможет увеличивать свою массу, несмотря на вспышки новой. В одной из предшествующих глав мы рассматривали повторную новую USco. Она является многообещающим кандидатом для будущего взрыва сверхновой (Старрфи.іьд и др., 1985). Со спектральными наблюдениями лучше всего согласуется другой механизм возникновения вспышек сверхновых типа 1а, обсуждаемый в настоящее время чаще всего - а именно "слияние" двух белых карликов очень тесной двойной системы (например, Ибен и Ту ту кои, 1984, 1985: Номото и Ибен, 1985; Хачису и др.. 1986). С системами, состоящими из двух белых карликов, - звездами типа AM Гончих Псов мы познакомились в одной

173

из предыдущих глав. Как в самых общих чертах можно себе представ ход взрыва белою карлика в качестве сверхновой? Прежде всего, ну исходить из того, что белые карлики состоят из умеренно тяжелых хи ческих элементов, в первую очередь углерода с заметной примесью кислорода, являющихся конечными продуктами предшествующих реакщф ядерного синтеза. Эти конечные продукты, в свою очередь, являются "горючим" для производства тяжелых химических элементов. Обычно' эти реакции протекать не могут, так как не достигаются необходимые дл13 их "возгорания" температура и давление. Но если белый карлик коллап-сирует вследствие превышения критической массы, то за доли секунда в центре белого карлика возникают условия, ведущие к взрывообразно; му "горению" сильно вырожденною вещества, распространяющемуся вд. нутри наружу (дефлаграция углерода). Теоретические оценки показали, что энергия, освобождающаяся при ядерном синтезе, достаточна, чтобы весь белый карлик рассеять в пространстве. Такая сверхновая, вероят* но, не оставляет после себя компактного остатка (пульсара) в отличие* от взрывов сверхновых II типа (например, Вусли и др.. 1986). Расчеты позволяют предположить, что в результате ядерного синтеза более половины исходной звездной массы превращается в радиоактивный изотоп никеля 56Ni (время полураспада 16.4 суток). Он, в свою очередь, превращается в стабильный изотоп 5''Fc через также радиоактивный SbCo (время полураспада 77 суток). Наблюдаемая кривая блеска довольно хорошо воспроизводит ход процесса радиоактивного распада.

Что касается взрывов сверхновых типа Ib1 в настоящее время обсуждаются две гипотезы.

Некоторые авторы (например, Бсгсльман и Саразин, 1986) предполагают, что сверхновые типов Ib и II родственны между собой, так как в том и другом случае взрывается массивная звезда. Спектры сверхновых I типа (в противоположность спектрам сверхновых Il типа) не показывают линий водорода; значит, нрелсверхновые нвлнются беэводород-ными звездами, вероятно, звездами Вольфа - Райе. Например, уже несколько раз упоминавшаяся сверхновая Cas А, согласно Бегельшну и Сарази-ну (1986) и Эль Эйду и Лангеру (1986), могла быть взорвавюсйсн зв' дой Вольфа - Райе.

Другие авторы считают более вероятным родство меж/ту сверхновы-? ми типов Ia и lb. Согласно Бренчу и Номото (1986), взрыв тина Ib начинается не в центре белого карлика, а исходит из точки на границе между слоем, богатым іслисм. и слоем, богатым углеродом, и оттуда распростра*. няется во нес стороны
Предыдущая << 1 .. 69 70 71 72 73 74 < 75 > 76 77 78 79 80 81 .. 164 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed