Теория тяготения и эволюция звезд - Зельдович Я.Б.
Скачать (прямая ссылка):
Остается сделать два замечания. Расчеты сделаны для плотности однородно сжимающегося вещества. Градиент давления замедляет сжатие центрального ядра. G другой стороны, при падении вещества, находящегося в периферической части, плотность нарастает вначале медленно, а затем быстрее, чем по формуле для свободного падения. (При этом мы сравниваем производную при данном р. Сравнение в одинаковый момент времени не имеет смысла.) Таким образом, закон изменения плотности, лежащий в основе расчетов, нельзя считать завышенным; отклонения возможны в обе стороны.
Не повлияет ли гравитационное самозамыкание звезды на возможность регистрации нейтрино? Мы видели, что самозамыкание происходит при средней плотности 2-Ю16 (М/М@)~2 г/см3. В действительности плотность должна определяться вблизи линии «последнего вздоха» (см. § 7 гл. И). Максимальная плотность в центре звезды на этой линии несколько меньше этой величины. В простом примере сжатия однородной звезды без давления рс = [2-Ю16 (M/Mq)~2]/2,55. Нейтронизация гелия происходит при р ж IO12 г!см3. Следовательно, для подавляющего большинства звезд нейтрино будут выходить, испытывая лишь небольшое красное смещение. К тому же у звезд большой массы мы имеем дело с горячей плазмой.
Испускание нейтрино при коллапсе и всдышках сверхновых обсуждалось выше, в § 4.
§ 9. Помешает ли быстрое вращение коллапсу звезды?
В предыдущих параграфах рассматривались звезды с малым угловым моментом. Критерий малости момента звезды дается условием
к -<#крит = JccMr0, ПОМЕШАЕТ ЛИ БЫСТРОЕ ВРАЩЕНИЕ КОЛЛАПСУ ЗВЕЗДЫ?
391
где к — множитель порядка ОД, зависящий от распределения вещества в звезде. Численно
1--10-(.?'^. (И...1)
Для звезд, обладающих таким или большим моментом, изложенные выше соображения о коллапсе неприменимы. Благодаря ротационной неустойчивости начнется истечение вещества с экватора, и звезда не может непосредственно сжаться до rg как целое (см. ниже). Момент вращения Солнца ж 3• IO48 г*см/сек да Kkvtit. Яркие звезды главной последовательности имеют обычно моменты, существенно большие солнечного. В работе Новикова и Озерного (1964) для этих звезд выведено следующее полуэмпирическое соотношение:
K^mlS-)1'75-• (11.9.2)
©/ сек
Для обычных звезд с 10 < MIMq < 100 имеем К #Крит-
Неизвестно, сохраняется ли момент неизменным в процессе эволюции звезды. В литературе обсуждались разные мыслимые механизмы потери углового момента. Например, при истечении с экватора материи вращающейся звезды начальный и конечный моменты звезды отличаются в K1IK2 = (M1IM2)1^lt раз, где k да да 0,1. Потеря половины массы уменьшает угловой момент на три порядка. Эта оценка справедлива в предположении, что звезда все время вращается как твердое тело. Огромная протяженность атмосфер красных гигантов способствует истечению вещества.
Другим возможным механизмом существенной потери момента является магнитное торможение, предложенное Хойлом (1960). Если звезда обладает достаточно сильным магнитным полем, а ее магнитные силовые линии вморожены в окружающую плазму межзвездного вещества в зоне H II, закручивание силовых линий приведет к торможению вращения. Скорость торможения определяется соотношением
(11.9.3)
где R — радиус звезды, H — напряженность поля, ? — к.п.д. механизма. Бэбкок обнаружил у некоторых звезд поля напряженностью до IO3-IO4 э. Тем не менее, наблюдения, по-видимому, свидетельствуют об отсутствии зависимости между возрастом звезды вблизи стадии главной последовательности и ее моментом. Следовательно, магнитное торможение для обычных звезд, скорее всего, несущественно.
Во всяком случае, весьма вероятно, что массивные звезды могут заканчивать эволюцию, сохраняя большой момент. Конечної
45- = -pzra, 392
ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД
[ГЛ. 11
благодаря дисперсии значений моментов вокруг среднего значения, даваемого, например, формулой (11.9.2), безусловно, существуют звезды с малым моментом [оценку их числа см. Новиков, Озерной (1964)], коллапс которых должен протекать, как описано выше, если ему не препятствуют другие причины. Кроме того, если момент сосредоточен, главным образом в обширной, но содержащей малую долю массы атмосфере звезды, то ядро с малым моментом будет коллапсировать независимо от оболочки. Но если момент ядра звезды велик, что тогда произойдет с ядром? Детальный анализ этой проблемы сложен, и окончательного ответа до сих пор нет. Однако оказывается, что ответ в самой грубой форме может быть получен без детального анализа динамики процессов, а просто перечислением всех мыслимых возможностей.
Существенным для всей проблемы является тот факт, что полная энергия звезды, т. е. алгебраическая сумма тепловой, гравитационной и кинетической энергий отрицательна; поэтому, если источники ядерной энергии полностью исчерпаны или не работают (будем вначале это предполагать), то в результате любых процессов все вещество звезды не может рассеяться в бесконечность. По мере сжатия вещество может истекать с экватора, образуя диск вокруг звезды, как это описано, например, у Струве (1950). Если при этом сохраняется достаточная эффективная вязкость, благодаря которой истекающее вещество связано со звездой (например, посредством магнитного поля), то испускающее вещество заберет на себя основную долю момента и позволит сколлапсировать центральному сгущению.
