Этот курс посвящен ключевым проблемам современной астрофизики: рождению, эволюции и финальной стадии жизни звезд. Некоторые из них, например, нейтронные звезды отличаются сверхвысокой плотностью вещества и сверхсильными магнитными полями — такие условия пока недостижимы для современных лабораторий. Как же ученые исследуют эти объекты? В курсе вы познакомитесь с работой специалистов астрофизики высоких энергий и нейтринной астрономии и разберетесь, зачем люди изучают вспышки сверхновых, ускорение заряженных частиц на космических ударных волнах и высокоэнергитичные нейтрино. А главы, посвященные теоретической и наблюдательной космологии, объяснят, как эта наука отвечает на вопросы о рождении Вселенной, динамике ее расширения и о формах материи ее заполняющих.
5.3 Коллапс
Loading...
Из курса от партнера Peter the Great St. Petersburg Polytechnic University
Астрофизика: от звезд до границ Вселенной
36 оценки
Peter the Great St. Petersburg Polytechnic University
36 оценки
Из урока
Нейтронные звезды: вещество в экстремальном состоянии
Данный раздел, состоит из пяти лекций. Он посвящен специфическому разделу современной астрофизики – изучению нейтронных звезд. Это очень интересные астрофизические объекты, в которых реализуются экстремальные недостижимые в лабораториях физические условия: сверхсильные магнитные, гравитационные поля, сверхядерные плотности вещества, при которых такие эффекты, как сверхпроводимость и сверхтекучесть, наблюдаются при очень высоких температурах и др.
Познакомьтесь с преподавателями
Варшалович Дмитрий АлександровичФизик-теоретик, доктор физико-математических наук, академик РАН, лауреат Государственной премии 2008 года в области науки и технологий.
Заведующий кафедрой "Космические исследования" Санкт-Петербургского политехнического университета Петра Великого.
[МУЗЫКА]
[МУЗЫКА]
[МУЗЫКА] Итак, в этой части мы расскажем,
как происходит коллапс массивной звезды и как рождается нейтронная звезда.
Что мы имеем накануне коллапса?
Мы имеем массивную звезду с массой от 8 до 25 масс Солнца,
прожегшую свое ядерное топливо.
Она похожа на луковицу — она состоит из слоев различных элементов, которые горят в
основании каждого слоя, и маленького инертного железного ядра в центре.
Это ядро не горит, оно образуется за несколько дней до коллапса, и все это
время железо в ядре копится, оно поступает из ближайшего к этому ядру слоя кремния,
где кремний перегорает в железо.
В предыдущих частях мы узнали — да, и это железное ядро выдерживается
давлением вырожденного газа электронов, и в предыдущей части мы узнали, что у
давления вырожденного газа есть предел на ту массу, которую она может выдержать.
И для железного ядра этот предел составляет приблизительно
1.4 массы Солнца.
И вот как только масса железа, поступающего из слоя горения кремния в
этом ядре, превысит 1.4 массы Солнца, звезда потеряет устойчивость.
Но потеря устойчивости — еще не коллапс,
звезда просто начнет потихонечку поджиматься,
ее вещество начнет падать на центр, потихонечку разогреваясь и уплотняясь.
Считается, что собственно коллапс массивной звезды запускает фотодиссоциации
железа — в процессе этого разогрева, когда вещество звезды, сжимаясь и разогреваясь,
нагреется до 7 миллиардов °К, фотоны в этом веществе становятся настолько
энергичными, что, налетая на ядро железа, они способны ему сообщить энергию больше,
чем энергия связи нейтронов и протонов в ядре.
В результате столкновения с таким фотоном ядро железа просто разваливается.
То, что коллапс — явление катастрофическое, говорит тот факт,
что за доли секунды ядро массивной звезды схлопывается с радиуса
от 1500 км до всего сотни километров.
Сложно даже представить, что происходит с звездой за эту секунду.
Я вкратце перечислю.
Значит, потеря устойчивости, начало фотодиссоциации железа,
коллапс, отскок ядра, появление ударной волны отскока,
образование протонейтронной звезды, рождение нейтронной звезды,
сброс массивных оболочек звезды и взрыв сверхновой.
А теперь чуть более подробнее.
Значит, коллапс, как я сказала,
запускается фотодиссоциацией железа: фотон налетает на ядро железа и разбивает его.
В итоге получается 13 ядер гелия и 4 свободных нейтрона.
Двумя секундами позже фотон разбивает и ядра гелия,
теперь уже на отдельные протоны и нейтроны.
Поглощение фотона фактически эквивалентно поглощению тепла.
В результате такого фотодиссоциации звезда лишается той
тепловой поддержки, которую она набрала в процессе сжатия,
когда она потеряла свою устойчивость, и вещество взрывается в коллапс.
При плотностях приблизительно 10 в 11-й г / см³, когда это вещество
в результате падения уплотнится, электроны становятся настолько энергичными,
что способны скомпенсировать разность энергии покоя нейтрона и протона,
и становится энергетически выгодным, разрешенным захват электрона
на протона с образованием нейтрона и нейтрино.
Такие реакции по историческим процессам ядерщики называют бета-захватами,
а астрофизики называют урка-процессами.
У бета-захватов или урка-процессов есть как минимум три последствия.
Первое — они рождают нейтрино,
в этих процессах мощным образом рождаются нейтрино.
Они достаточно энергичные, эти нейтрино, они носят тепло.
И если бы вещество звезды было прозрачно для нейтрино, как прозрачна наша Земля,
нейтрино бы покидали это вещество и уносили бы огромную энергию.
Однако вещество звезды при миллиардах градусов прозрачно для нейтрино, а при 7
миллиардах градусов уже оказывается непрозрачным — нейтрино, как говорят,
эффективно заперты в этом вещество, потому что коллапс занимает миллисекунды,
а диффузия нейтрино из ядра, скажем, 5 секунд.
И миллисекундами позже эти нейтрино сыграют огромную роль при переводе
коллапса звезды во взрыв сверхновой.
Второй последствие бета-захватов.
В результате этих реакций в веществе начинается бурное рождение нейтронов.
Таким образом бета-захваты заготавливают будущее вещество для нейтронной звезды.
И третье — в веществе резко понижается концентрация электронов.
Как мы знаем, давление вырожденного газа сильно зависит именно от концентрации,
а не от температуры, и поэтому после бета-захватов вещество
звезды лишается последней поддержки — давление вырожденного газа электронов,
и фактически срывается в режим свободного падения на центр.
При плотностях порядка
ядерной волны де Бройля отдельных нейтронов уже начинают перекрываться,
и нейтронный газ становится вырожденным газом нейтронов, и в нем возникает
давление так же, как это бы возникало в вырожденном газе электронов.
Однако, увы, это давление не в силах остановить коллапс — расчеты показывают,
что давление вырожденного газа нейтронов под силу выдержать, скажем,
0.7 массы Солнца, а я напомню, что коллапсирует ядро с массой 1.4, а есть еще
огромные раздутые внешние слои, в которых, скажем, десяток масс Солнца находится.
К счастью, при этих же плотностях нейтроны сближаются на такие расстояние,
при которых они начинают чувствовать ядерное притяжение друг друга.
Я напомню, как выглядят ядерные потенциалы.
Ядерные силы могут быть как силами отталкивания, так и силами притяжения.
Вот плотностях от 0.5 до 2 ядерных плотностей — это сила притяжения, нейтроны
и протоны находятся на таком расстоянии, когда они притягиваются друг к другу.
А при больших плотностях или, соответственно,
меньших расстояниях между частицами возникает мощнейшее отталкивание.
И вот в процессе коллапса вырожденные нейтроны и, соответственно,
протоны сначала сближаются на расстоянии,
при котором они начинают чувствовать мощное притяжение ядерное друг друга.
И это еще больше ускоряет скорость этого коллапса и падение вещества,
и так находящегося в режиме свободного падения, и происходит что называется
перелет — ядро по инерции проскакивает тот диапазон плотностей,
при котором ядерные силы являются ядерными силами притяжения,
и попадает в тот интервал плотностей, или расстояний между частицами,
при котором притяжение сменяется на мощное отталкивание.
В результате что называется происходит отскок ядра.
Поскольку фотодиссоциация происходит только во внутренней части этого ядра —
которое, я напомню, к моменту коллапса имеет приблизительно полторы массы Солнца
и полторы тысячи километров по радиусу, коллапсирует приблизительно 0.6 массы
Солнца этого ядра, — то это внутреннее ядро немножко оттягивается от внешнего,
и в момент остановки внешнее ядро начинает понимать, что у внутреннего исчезла
поддержка, и его вещество начинает падать на оттянувшее внутреннее ядро.
И в результате, как удар вещества об стенку, возникает ударная волна отскока.
Эта волна некоторое время стоит,
а потом начинает свой забег во внешние слои нейтронной звезды.
И у этой волны некая миссия — она призвана снести большую часть слоев нейтронной
звезды, прежней массивной звезды, большую часть массы этой звезды.
Ведь у ядерных сил, которые остановили этот коллапс,
тоже есть предел на массу — он составляет приблизительно 3 массы Солнца.
А вещество, которое падает на это остановившееся ядро,
падает со скоростью 1–10 масс Солнца в секунду.
Поэтому расчеты показывают, что у ударной волны есть всего 300 мс, чтобы,
как говорят астрофизики, «восстановиться» и начать свой забег наружу.
И расчеты показывают еще одну вещь: оказывается,
через 100 мс эта ударная волна «встает».
Ведь начинает она свой забег наружу по довольно плотным слоям внешнего ядра,
где железо еще не фотодиссоциировано, и эта волна доделывает эту фотодиссоциацию,
тратя на это огромную энергию.
И в результате через 100 мс волна бегущая превращается в волну стоячую.
И опять же расчеты показывают, что на помощь ударной волне приходит нейтрино,
дотоле эффективно запертые в ядре.
Происходит некоторая игра на разнице между охлаждением за счет испускания
нейтрино и нагревом вещества за счет поглощения этого нейтрино,
поскольку такое вещество еще полупрозрачно для нейтрино.
В результате немножко позади фронта ударной волны возникает такой
нагретый слой, где эффективно депонируют энергию, свою энергию нейтрино.
И в результате за фронтом ударной волны возникает такая интересная область
отрицательного градиента температуры, или энтропии.
То есть у фронта волны — немножко холоднее,
чуть-чуть позади этого фронта — чуть-чуть горячее.
И в этой области запускается довольно быстрая конвекция нейтрино.
Огромные пузыри конвективного вещества,
нагретого в этом слое позади ударной волны, всплывают к фронту ударной волны,
тем самым повышая температуру за фронтом ударной волны,
тем самым повышая давление и подталкивая эту ударную волну наружу.
При этом и сама ударная волна испытывает довольно мощные осцилляции
— так показывают расчеты, — которые помогают этой волне продвигаться наружу и
тем самым еще больше усиливают конвекцию.
Значит, спустя 300 мс вот эта вот нейтринная конвекция реанимирует эту
ударную волну, и она начинает свой забег наружу, а внутри остается протозвезда.
Она поначалу очень горячая, она нагрета до миллиардов
°К и имеет размер порядка 100 км, до тех пор пока она непрозрачна для нейтрино.
Но нейтрино быстро диффундирует, за секунды, из этой звезды,
унося огромную энергию.
И тогда звезда быстро, в буквальном смысле, эта протонейтронная звезда
буквально за минуту остывает с нескольких десятков миллиардов Кельвинов
до миллиарда Кельвинов, поджимается, и таким образом рождается нейтронная звезда.
А ударная волна продолжает свой бег наружу, снося внешние слои,
внешние оболочки в межзвездную среду, таким образом организуя взрыв сверхновой.
Вот здесь на картинке показана симуляция,
компьютерная симуляция разлета вещества массивной звезды в результате ее взрыва.
На левой части картинки показано разными цветами разлет элементов типа кислорода,
кремния и никеля, а рыжая часть показывает симуляцию,
как выглядит плотность в разлетающемся веществе нейтронной звезды.
На следующих картинках показаны различные моменты вот этого
так называемого нейтринного кипения или нейтринной конвекции,
отвечающей различным моментам времени.
И все эти моменты времени сосредоточены во временном интервале порядка 1 секунды.
Видно, что эти пузыри всплывающие крупны, ассиметричны, и они сильно
деформируют фронт ударной волны, который показан на рисунках голубым цветом.
А вот компьютерная симуляция — первые секунды
жизни этой звезды после отскока ядра.
Можно видеть, что нейтронная звезда как бы «плещется» в своей колыбели — вот эта
картинка показывает своего рода нейтринное кипение этой звезды.
И вот эта вот первая секунда жизни этой звезды стоила довольно дорого для
человечества — так же, как первая минута пребывания на Луне.
Для того чтобы мы смогли увидеть вот эту вот первую секунду жизни звезды — обратите
внимание вот на симуляцию, там миллисекунды бегут, — потребовалось
специальное решение Европейской комиссии по компьютерным ресурсам,
которая выделила команде исследователей самый большой грант в своей истории — 1.5
миллиона процессорных часов.
Потребовалась помощь целой команды исследователей,
которые помогли ученым оптимизировать эти численные коды.
Только два европейских центра с огромными мощностями компьютерными —
до 3 петафлопсов в секунду — смогли предоставить свои компьютерные мощности на
столь долгий срок.
И потребовалась целая команда аниматоров,
чтобы анимировать вот терабайты расчетных данных.
В результате мы видим с вами то, что видим.
Мы видим первые секунды жизни звезды после отскока ядра,
в результате которого вы видите,
что во время некоторых остановок внутри видна маленькая протонейтронная звезда.
Таким образом,
человечество впервые в 12–15-м году смогло численным образом подорвать звезду,
увидеть, что ударная волна действительно может разбежаться и снести это вещество.
А мы с вами увидели, как появляется нейтронная звезда.
[БЕЗ_ЗВУКА]
Ознакомьтесь с нашим каталогом
Присоединяйтесь бесплатно и получайте персонализированные рекомендации, обновления и предложения.
Coursera делает лучшее в мире образование доступным каждому, предлагая онлайн-курсы от ведущих университетов и организаций.
© Coursera Inc., 2018 Все права защищены.
