Гравитация Том 2 - Мизнер Ч.
Скачать (прямая ссылка):
Фрагменты теряют энергию и момент импульса посредством гравитационного излучения.
Вращаясь один за другим, они слипаются («сценарий иогони и стремительного погружения»).
При каждом таком стремительном погружении испускается импульс гравитационного излучения.
Осколки фрагментов падают в слипшиеся объекты (в зависимости от обстоятельств ими могут быть нейтронные звезды или черные дыры), изменяя их момент импульса.
В конечном счете отдельные нейтронные звезды или черные дыры или и те и другие объединяются в один такой коллапсированный объект, испуская последний импульс гравитационного излучения.
При переходе от одной эволюционирующей звезды к другой детали полного сценария совершенно различны в зависимости от массы ядра и момента импульса ядра.
Совершенно иной вид картины нужно рисовать, следовательно, для разных значений этих двух параметров.
Даже для принятых на фигуре значений этих параметров представленная картина в лучшем случае справедлива лишь качественно.
Для любого твердого предсказания хода любого избранного сценария может оказаться существенным подробный численный анализ.
§ 24.4. Сверхмассивные звезды и устойчивость авеэд 297
I
Подробно эти вопросы обсуждаются в обзорной статье Рудермана [298], а также в книге Зельдовича и Новикова [196].
§ 24.4. СВЕРХМАССИВНЫЕ ЗВЕЗДЫ И УСТОЙЧИВОСТЬ ЗВЕЗД
Если ньютоновская звезда массы M адиабатически колеблется на основной моде, то иаменение ее радиуса SR подчиняется уравнению гармонического осциллятора
M8R = —АЛД, (24.4)
где к —«упругая постоянная», которая зависит от среднего показателя адиабаты звезды T1 [напомним: T1 =(n/p)(dp/dn)D0C.I. энтропии]¦ от гравитационной потенциальной энергии Q, от следа /= j pr2dT второго момента распределения массы звезды и от ее массы М:
к = Ш (T1 - Vs) I Q I II. (24.5)
(Cm. дополнение 24.2.) Если T1 >¦ 4/3, то ньютоновская звезда
устойчива и колеблется; если T1CV3, то звезда неустойчива и ли-
бо коллапсирует, либо взрывается в зависимости от начальных условий и общей энергетики. Этот результат представляет собой хорошо известную теорему в ньютоновской теории звезд, HO она относится только к адиабатическим колебаниям.
В реальной звезде нет чисто адиабатических колебаний. Колебания температуры вызывают соответсвующие колебания непрозрачности звезды и скоростей ядерного горения. А они вкладывают или отбирают энергию от колебаний газа.
Все до сих пор изученные и наблюдаемые звезды главной последовательности имеют массы ниже 60 Mq. Для таких малых масс теория предсказывает достаточно низкие температуры, так что давление газа доминирует над давлением излучения и показатель адиабаты приблизительно равен показателю адиабаты нерелятивистского газа T1 5? 6/а. Такие звезды колеблются устойчиво. Результирующее влияние колебаний непрозрачности и скорости горения обычно заключается в откачке энергии от колебаний, которые таким образом затухают. (Известное исключение представляют колебания цефеид.)
Никто еще не видел звезду главной последовательности с массой выше 60 Mq. Это объясняется следующим образом. Для масс выше 60 Mq температура должна быть столь высока, что давление излучения преобладает над газовым давлением и показатель адиабаты T1 лишь немно говыше значения 4/3, характерного для чистого излучения. Следовательно, «упругая постоянная» звезды очень мала, хотя и положительна. На такте сжатия температура в центре растет и ядерное горение ускоряется. (Скорость ядерного горения
Теория
устойчивости
ньютоновских
авеэд
Теория устойчивости предсказывает «двигательные колебания)» и скорую смерть авеад о M > SOMq
I
298 24. Пульсары и нейтрон, звезды; квазары и сверхмассивные звезды
Возможное
существование
сверхмаосивных
звевд
Релятивистские неустойчивости в сверхмаооивной звезде
пропорциональна очень высокой степени температуры в центре; например в массивной звезде HCNO горение освобождает энергию Bhcno со скоростью, пропорциональной Tl1.) Поскольку упругая постоянная мала, такт сжатия длится долго и усилившееся ядер-ное горение создает значительный избыток тепловой энергии и давления. Поэтому в следующем такте, когда вещество звезды движется наружу, звезда расширяется сильнее, чем сжималась («двигатель»). Последующие колебания ведут ко все большим и большим амплитудам. В конечном счете, как подсказывают расчеты, звезда или взрывается, или посредством сильных колебаний сбрасывает достаточное количество массы, так что масса ее падает ниже критического предела M ~ 60 Mq. Следовательно, авезды с массами выше 60 Mq не живут столь долго, чтобы астрономы могли иметь разумную вероятность обнаружить их.
Разумеется, что «двигательное действие» не мешает массивным звездам образоваться, прожить короткое время и затем разрушиться. Такая возможность представляется особенно интригующей для сверхмассивных звезд [M между IO3 Mq и IO9 Mq ~ 0,01 X (масса галактики)]. Хотя такие звезды, по-видимому, исключительно редки, они могут играть важную роль во Вселенной из-за их огромных масс и гигантскому взрывному освобождению энергии. Кроме того, ясно, что колебания таких звезд, подобно колебаниям цефеид, могут из-за нелинейных процессов затухания поддерживаться долгое время (миллионы лет?) на больших амплитудах.
