Теория тяготения и эволюция звезд - Зельдович Я.Б.
Скачать (прямая ссылка):
вод о существенном влиянии поля на процессы вблизи отона.
Можно ожидать возникновения характерных плазменных неустойчив остей, аннигиляции противоположно направленных соседних магнитных полей с появлением быстрых частиц (Сыроватский).
Существенную роль магнитное поле может иметь также и при дисковой аккреции.
Отметим также работы Амнуэля, Гусейнова (1968, 1969).
Наконец, в ряде работ отмечается, что в ударных волнах при несимметричной аккреции возможна раскачка плазменных коле баний [Бисноватый-Коган и Фридман (1969)] с переработкой в уходящее электромагнитное излучение с узким спектром — с частотой порядка ленгмюровской частоты [Бисноватый-Коган и Сюняев (1970)].
Резюмируя, можно сказать, что попытки найти отоны по их сведению из-за аккреции весьма перспективны. Важны для исследования X- и ^-источники [Новиков, Зельдович (1966), Шварцман (1970f)]. Задача состоит в том, чтобы по свечению установить наличие сильного гравитационного поля с ф — с2, и если будет доказано, что M ^> 2М®, то это не нейтронная звезда, а отон. $ 4] статистика звезд b конечной точке звездной эволюции 451
§ 4. Статистика звезд в конечной точке звездной эволюции
Дают ли астрономические наблюдения какие-либо указания о конечной судьбе массивных звезд, об условиях рождения нейтронных и застывших звезд?
Если коллапс звезды приводит к ядерному взрыву, разрушающему всю или почти всю звезду, то такой взрыв, конечно, должен быть виден с огромного расстояния. Естественно отождествить подобную ядерную катастрофу со вспышками сверхновых звезд, наблюдаемых астрономами. При такой вспышке выделяется энергия порядка IO52 эрг или даже больше.
Правда, до сих пор не ясно, какая доля массы звезды выбрасывается при вспышках сверхновых I и II типов [подробнее см. обзор Бербиджей (1968) и монографию Шкловского (1966)]. Если предположить, что каждая звезда с массой, большей ^ 1,5 М@, кончает свою эволюцию вспышкой сверхновой, то количество вспышек сверхновых за интервал времени Д? должно равняться числу массивных звезд, заканчивающих свою эволюцию за тот же интервал At. Оценим это последнее число [Хойл и Фаулер (1963 а); Цвикки (1958); Шварцшильд (1958); Новиков и Озерной (1964); Хойл, Фаулер и Бербиджи (1964)] и сравним с наблюдениями.
Будем считать, что звезда в процессе эволюции не теряет существенно свою массу или, во всяком случае, потери эти не столь велики, чтобы сделать массу тяжелой звезды меньше критической. Самым продолжительным периодом жизни звезды является стадия «главной последовательности», когда выгорает водород в центре звезды (см. § 1 гл. 11). Напомним, что время эволюции звезды в этой стадии (практически полное время равновесной эволюции):
Для ярких звезд главной последовательности выполняется приблизительное соотношение L — M3, поэтому предыдущую формулу можно переписать в виде
Из наблюдений можно определить число dN звезд главной последовательности в единице объема* пространства с массами в интервале M, M + dM. Если время жизни звезды t меньше времени существования Галактики (— IO10 лет)*), то, поделив dN на t7
*) Выводы мало меняются, если принять t « 5« IO9 лет.
^lO10
(14.4.1) 452 коллапсировавшие звезды и белые дыры (отоны) [гл. 14
получим усредненную за последние t лет частоту звездообразования, совпадающую, в предположении стационарности процесса, с частотой «умирания» звезд данной массы. Подобный расчет, проведенный Сальпетер ом (1955)в дает
^L - 2.10-W М У"2,4Л М \ звезд /4/ / 04
— (m^J а[-Щ) -KSTw* (14.4.2)
Звезды с массой, большей критической *), M > 2М®, имеют время эволюции меньше возраста Галактики. Умножим (14.4.2) на объем диска Галактики — 3-Ю11 пс3 и проинтегрировав по массе M > 2ilf®, получаем число звезд в Галактике с массой больше критической, ежегодно заканчивающих свою равновесную эволюцию:
В зависимости от нижнего предела dN =0,2 (Jf. \ Ы. Отсюда
dt \ ]
следует, что если бы каждая массивная звезда вспыхивала в конце концов как сверхновая, то каждые десять лет в Галактике должно было бы вспыхивать несколько таких звезд. Это на два порядка больше наблюдаемого числа вспышек, даваемого Цвикки (1958) (одна сверхновая в 300 лет) из наблюдений сверхновых в других галактиках. Кукаркин (1965) указал, что в спиральных галактиках типа нашей частота вспышек сверхновых, по-видимому, 0,01 вспышки в год, но противоречие, темне менее, остается. Если все звезды с массой, большей некоторой, в конце эволюции вспыхивают как сверхновые, то для того, чтобы дать частоту вспышек — 0,01 в год, эта критическая масса M0 должна быть порядка 15 М© [см. об этом Стотерс (1963)]. Следует подчеркнуть, что оцелки числа пульсаров находятся в грубом согласии с наблюдаемым числом вспышек сверхновых (см. § 6 гл. 13).
Итак, наблюдения говорят скорее против предположения о том, что в конце эволюции взрыв или какая-либо другая разрушающая звезду катастрофа, дающая мощные наблюдаемые эффекты, препятствует превращению массивной звезды в застывшую. Другой аргумент для этого вывода дают белые карлики в составе двойных (см. об этом ниже). Нет ли других процессов, которые помешают превращению звезды в нейтронную или застывшую?
