Время - коллапс
Cтраница 1
 |
Рост и коллапс неоднородности плотности в расширяющейся Вселенной. [1] |
Время коллапса можно выразить и через величины, более привязанные к наблюдениям. [2]
Во время коллапса большинство нуклонов остаются связанными в тяжелые ядра, как рассматривается ниже в разд. Массовое число А, число протонов Z и число нейтронов ( А - Z) возрастают с увеличением плотности и снижением Ye. Поэтому захват электронов свободными протонами ограничен из-за низкого содержания свободных протонов. Кроме того, захват электронов атомными ядрами ограничивается высокими пороговыми энергиями, которые возрастают по мере того, как ядра становятся все более насыщенными нейтронами. К тому же только валентные протоны способны испытывать переходы в сверхразрешенные состояния. В соответствии с названием сверхразрешенные распады не только разрешены в том смысле, что не изменяют орбитальные угловые моменты нуклонов в атомных ядрах, но и к тому же ядерный интеграл перекрытия [ сравните, например, с уравнениями (11.4.2) или (11.5.8) ] равен практически единице. [3]
Во время коллапса железного ядра около 99 % гравитационной энергии образующейся нейтронной звезды уносится в форме нейтрино. Чтобы сбросить звездную оболочку, некоторая доля этой энергии должна быть передана внешним слоям звезды каким-то эффективным и быстрым механизмом. Конвекция как внутри, так и снаружи нейтриносферы может увеличить передачу энергии к фронту ударной волны. Но для того, чтобы такая конвекция происходила, требуется выполнение определенных условий. Например, характерное время развития конвекции должно быть меньше характерного времени аккреции и времени переноса нейтрино. К тому же конвекция требует постоянной подпитки, что аналогично случаю энтропийной конвекции внутри протонейтронной звезды. [4]
Нейтрино образуются во время коллапса как вследствие нейтронизации, так и в результате теплового излучения. Если нейтринная пара уходит из системы, число лептонов в звездном ядре остается неизменным. [5]
Эти реакции преобладают также во время коллапса ядра. В обоих случаях нуклоны в горячих недрах не вырождены. Однако, когда нуклоны становятся вырожденными, как например, в нейтронной звезде, остывшей ниже 109 К, эти реакции сильно подавляются. [6]
Рассмотрим зависимость Т от р во время коллапса. Поскольку первый член только логарифмически зависит от р и Г, можно думать, что второй член ( по крайней мере вначале) будет определять направление кривой Т - р по адиабате и, следовательно, будет приблизительно постоянным. [7]
В результате число электронов Ye остается высоким во время горячего коллапса, что в силу зарядовой нейтральности означает присутствие большого числа протонов. Поскольку образование протонных капель при низкой энтропии энергетически невыгодно, все протоны остаются в атомных ядрах. Однако равновесное отношение Z / A в ядрах составляет 0 3 - 0 4 при высоких плотностях, поэтому ядра должны быть очень тяжелыми, чтобы вместить требуемое число протонов. [8]
Разумеется, сильные поля могут быть достигнуты только если за время коллапса т поле не успеет затухнуть в результате конечной проводимости. [9]
Сосредоточим внимание на электронных нейтрино, поскольку они преобладают во время коллапса. Полное изменение числа нейтрино определяется тогда разностью между образованием нейтрино при захвате электронов ( основной механизм излучения на ранних стадиях коллапса) и потерями нейтрино вследствие ускользания из звездного ядра. [10]
Как упоминалось ранее, эти осцилляции Раби продолжаются до момента времени коллапса tc, когда колебания, связанные с различными значениями п, становятся некоррелированными. [11]
 |
Зависимость массы от центральной плотности для равновесных холодных заезд. Верхняя штриховая линия соответствует уравнению состояния для чистых нейтронов, нижняя-с учетом гиперонов. [12] |
Нейтринный нагрев падающей оболочки, выгорание в ней оставшегося ядерного горючего во время коллапса, а также отскок падающей оболочки от поверхности образовавшейся нейтронной звезды оказываются недостаточными для того, чтобы выбросить вещество с ки-нетич. Быстрые потери энергии за счет испускания нейтрино из области нейтринной фотосферы приводят к увеличению градиента темп-ры и развитию конвекции. Это может существенно увеличить энергию каждого вылетающего нейтрино и соответственно сечение его взаимодействия с веществом, что способствует взрыву. [13]
Как подчеркнул Арнетт [19], анализ полного набора реакции в состоянии ЯСР при высоких плотностях, достигаемых во время коллапса звездного ядра, осложняется рядом факторов. [14]
В действительности же захват нейтрино приводит к излучению высвобождаемой гравитационной энергии за гораздо более продолжительное время диффузии, которое при р - pnuc намного превышает время коллапса. [15]
Страницы: 1 2