Астронет > 2.1 Сверхновые II типа

Астронет: К. А. Постнов/ГАИШ Эволюционная астрофизика
http://www.variable-stars.ru/db/msg/1174799/l2/node6.html

Эволюционная астрофизика

<< 2 Вспышки сверхновых. 2.2 Сверхновые типа Ia >>

2.1 Сверхновые II типа

С точки зрения физики, феномен сверхновой II типа и типа Ibc есть очень быстрое (можно считать мгновенное) энерговыделение порядка E₀=10⁵¹ эрг внутри звезды с радиусом $R_0\sim 10^{14}$ см. Эта энергия в конечном счете переходит в кинетическую и тепловую энергию оболочки. Увеличение блеска связано с нагревом расширяющихся внешних слоев звезды ударной волной, причина которой связана с отскоком внутренних слоев от коллапсирующего ядра массивной звезды. Например, для звезды с массой 10 солнечных такой энергии будет соответствовать среднеквадратичная скорость

$\begin{displaymath} v=(2E_0/M)^{1/2}\approx 3000 (10M_\odot/M)^{1/2}\;\hbox{км/с} \end{displaymath}$

что превосходит адаиабатическую скорость звука газа вплоть до температур порядка 6 x 10⁸ K. Ударная волна нагревает и ускоряет оболочку и в момент ее выхода на поверхность возникает кратковременная вспышка УФ-излучения, но основная часть энергии высвечивается позднее по мере ускорения диффузии излучения в процессе расширения.

Основным источником энергии свечения расширяющейся оболочки этого типа сверхновых является волна охлаждения, подпитываемая рекомбинацией водорода (выделяемая энергия 13.6 эВ на один атом H). Для оболочки в 8-10 масс Солнца при рекомбинации водорода выделяется порядка 10⁴⁷ эрг. Из-за рекомбинационной волны охлаждения в расширяющейся оболочке на кривых блеска сверхновых II типа часто наблюдается плоский участок (плато) (т.н. сверхновые типа IIp). Стадия доминирования волны охлаждения в кривых блеска СН II заканчивается, когда диффузионный поток излучения в ходе расширения становится больше потока тепловой энергии, освобождающейся в рекомбинирующих слоях оболочки.

Другой источник энергии свечения оболочки сверхновой - радиоактивный распад $^{56}Ni\to ^{56}Co\to ^{56}Fe$ . Он наиболее важен для сверхновых типа Ia. После максимума кривые блеска CH II резко спадают и выходят на режим поддержания экспоненциального спада за счет радиоактивных распадов. При распаде ⁵⁶Ni энергия выделяется в виде $\gamma$ - излучения в линиях с энергиями в диапазоне 0.163 - 1.56 МэВ. Гамма-фотоны взаимодействуют с вещестовм посредством Комптоновского рассеяния на электронах (формула Кляйна-Нишины, в среднем около 1/3 Томсоновского сечения). При уменьшении энергии фотона $E_\gamma$ до 100 кэВ (грубо, после 10 рассеяний) начинает преобладать фотопоглощение (на Ni и др. тяжелых элементах), причем на более низких энергиях сечение поглощения быстро возрастает (как $E_\gamma^{-3}$ ) и термализация происходит очень быстро. Энерговыделение за счет радиоактивного распада ⁵⁶Ni

$\begin{displaymath} L(t)_{Ni}\approx 9.7\times 10^{42} \left(\frac{M_{Ni}}{0.1 M_\odot}\right) \exp(-t/\tau_{Ni})\;\hbox{эрг/с} \end{displaymath}$

(6)

где время полураспада $\tau_{Ni}\approx 7.6\times 10^5$ с. На последующих стадиях подключается распад ⁵⁶Co (период полураспада порядка 100 дней) и других радиоактивных атомов. Видно, что полный запас энергии в радиоактивном распаде может быть порядка и больше энергии рекомбинации. Таким образом полная излученная энергия $\int L(t)dt$ составляет несколько процентов E₀. Отметим, что в результате коллапса физические условия не позволяют синтезировать слишком много ⁵⁶Ni. Как показывает сравнение наблюдений и детальных расчетов кривой блеска CH 1987a, масса синтезированного при коллапсе никеля в этой сверхновой должна быть $M_{Ni}\sim 0.08$ M $_\odot$ .

У "средней" сверхновой II типа уменьшение блеска в видимой области на порядок происходит примерно за 100 дней. Ширина максимума кривой блеска определяется диффузией фотонов в расширяющейся оболочке и по порядку величины равна

$\begin{displaymath} t_{max, II}\sim \sqrt{\tau_{exp}\tau_{dif}} \end{displaymath}$

(7)

где $\tau_{exp}=R_0/v$ - время расширения, $\tau_{dif}\approx R_0^2/(c\lambda)$ - диффузионное время ( $\lambda=1/\kappa\rho$ - средняя длина свободного пробега фотона в среде с непрозрачностью $\kappa$ ). Поскольку $t_{max, II}\propto \sqrt{R^3/v\lambda}\propto \sqrt{\rho R^3} \propto \sqrt{M}$ , по длительности максимума можно оценить массу сброшенной оболочки, которая во всех случаях оказывается больше 8 масс Солнца. Это подтверждает, что сверхновые II типа связаны с эволюцией массивных звезд, одиночных или не входящих в тесные двойные системы.

Отметим также, что из-за различных физических параметров предверхновых II типа (массы. радиусы. химический состав и т.д.) кривые блеска СН II отличаются большим разнообразием. Например, абсолютные звездные величины CH II в максимуме блеска варьируются в широких пределах $M_{max, II}=-17^m\pm1^m.5$ .

<< 2 Вспышки сверхновых. 2.2 Сверхновые типа Ia >>