Углеродные детонации или углерод дефлаграция является жестоким поджигом из термоядерного синтеза в белой карликовой звезды , который ранее был медленно охлаждения. Он включает в себя неуправляемый термоядерный процесс, который распространяется через белый карлик за считанные секунды, образуя сверхновую типа Ia, которая выделяет огромное количество энергии, когда звезда разлетается на части. Процесс детонации / дефлаграции углерода приводит к сверхновой по другому пути, чем более известная сверхновая типа II (коллапс ядра) (тип II вызван катастрофическим взрывом внешних слоев массивной звезды при схлопывании ее ядра). [1]
Белый карлик - это остаток звезды малого и среднего размера (наше Солнце является примером этого). В конце своей жизни звезда сожгла свое водородное и гелиевое топливо, и процессы термоядерного синтеза прекращаются. Звезда не обладает достаточной массой, чтобы сжигать гораздо более тяжелые элементы или взорваться в нейтронную звезду или сверхновую типа II, как это может сделать большая звезда, из-за силы собственной гравитации, поэтому она постепенно сжимается и становится очень плотной по мере охлаждения. , светящиеся белым, а затем красным светом в течение периода, во много раз превышающего нынешний возраст Вселенной .
Иногда белый карлик набирает массу из другого источника - например, от двойной звезды- компаньона, которая находится достаточно близко, чтобы карлик перекачивал на себя достаточное количество вещества; или столкновение с другими звездами, откачиваемая материя была вытеснена в процессе собственной поздней стадии звездной эволюции компаньона . Если белый карлик прибыли достаточно материи, его внутреннее давление и температура поднимется достаточно углерода , чтобы начать слияние в его ядре. Детонация углерода обычно происходит в точке, когда сросшееся вещество приближает массу белого карлика к пределу Чандрасекара, составляющему примерно 1,4 массы Солнца . Это масса, при которой гравитация может преодолеть давление вырождения электронов, которое предотвратило коллапс звезды во время ее жизни. То же самое происходит, когда два белых карлика сливаются и масса сформированного тела ниже предела Чандрасекара; если два белых карлика сливаются и результат превышает предел, возникает сверхновая типа Ia.
Главная последовательность звезд поддерживается тепловым давлением будет расширяться и прохлады , которая автоматически уравновешивает увеличение тепловой энергии. Однако давление вырождения не зависит от температуры; белый карлик не может регулировать процесс синтеза, как обычные звезды, поэтому он уязвим для реакции неконтролируемого синтеза.
В случае белого карлика возобновляющиеся реакции синтеза выделяют тепло, но внешнее давление, которое существует в звезде и поддерживает ее от дальнейшего коллапса, первоначально почти полностью связано с давлением вырождения, а не с процессами синтеза или теплом. Следовательно, даже когда термоядерный синтез возобновляется, внешнее давление, которое является ключом к тепловому балансу звезды, не сильно увеличивается. Одним из результатов является то, что звезда не сильно расширяется, чтобы уравновесить процессы синтеза и тепла с гравитацией и давлением электронов, как это произошло при сжигании водорода (пока не стало слишком поздно). Это увеличение тепловыделения без охлаждения за счет расширения резко повышает внутреннюю температуру, и, следовательно, скорость плавления также увеличивается чрезвычайно быстро, форма положительной обратной связи, известная как тепловое неуправляемое отклонение .
Проведенный в 2004 году анализ такого процесса утверждает, что:
Горящее пламя, горящее из центра белого карлика, оставляет за собой горячий и легкий обгоревший материал. Однако топливо перед ним холодное и плотное. Это приводит к расслоению плотности, обратному гравитационному полю звезды, которое поэтому нестабильно. Таким образом, частицы горящего материала образуются и поднимаются в топливо. На их границах раздела возникают сдвиговые потоки. Эти эффекты приводят к сильным завихрениям. Возникающие в результате турбулентные движения деформируют пламя и, таким образом, увеличивают его поверхность. Это увеличивает чистую скорость горения пламени и приводит к энергетическому взрыву. [2]
Пламя резко ускоряется, отчасти из-за неустойчивости Рэлея – Тейлора и взаимодействия с турбулентностью . Возобновление синтеза распространяется наружу серией неравномерных расширяющихся «пузырей» в соответствии с неустойчивостью Рэлея – Тейлора. [3] В зоне термоядерного синтеза увеличение тепла при неизменном объеме приводит к экспоненциально быстрому увеличению скорости термоядерного синтеза - своего рода сверхкритическое событие, поскольку тепловое давление безгранично возрастает. Поскольку в этой ситуации гидростатическое равновесие невозможно, запускается «термоядерное пламя» и взрывное извержение через поверхность карликовой звезды, которое полностью разрушает ее, что воспринимается как сверхновая звезда Ia .
Независимо от точных деталей этого ядерного синтеза, общепринято считать, что значительная часть углерода и кислорода в белом карлике превращается в более тяжелые элементы всего за несколько секунд, [4] повышая внутреннюю температуру до миллиардов. градусов. Это выделение энергии в результате термоядерного синтеза (1–2 × 10 44 Дж [5] ) более чем достаточно, чтобы развязать звезду; то есть отдельные частицы, составляющие белый карлик, получают достаточно кинетической энергии, чтобы разлететься друг от друга. Звезда яростно взрывается и выпускает ударную волну, в которой вещество обычно выбрасывается со скоростью порядка 5000–20 000 км / с , примерно 6% скорости света . Энергия, выделяющаяся при взрыве, также вызывает резкое увеличение яркости. Типичная визуальная абсолютная величина сверхновых типа Ia составляет M v = -19,3 (примерно в 5 миллиардов раз ярче Солнца) с небольшими вариациями. [6] Этот процесс - объем, поддерживаемый давлением вырождения электронов, а не тепловым давлением, постепенно достигающим условий, способных вызвать неуправляемый синтез, - также в менее драматической форме проявляется в гелиевой вспышке в ядре достаточно массивной звезды- красного гиганта .
Смотрите также
- Вспышка гелия , похожее (хотя и менее катастрофическое) внезапное начало термоядерного синтеза.
- Термоядерная реакция
Рекомендации
- ^ Гилмор, Джерри (2004). «Короткая зрелищная жизнь суперзвезды». Наука . 304 (5697): 1915–1916. DOI : 10.1126 / science.1100370 . PMID 15218132 . S2CID 116987470 .
- ^ Репке, Фридрих; Хиллебрандт, Вольфганг (октябрь 2004 г.). «Текущие исследования: трехмерное моделирование взрывов сверхновых типа Ia» . Max-Planck-Institut für Astrophysik.
- ^ http://www.jinaweb.org/docs/nuggets/truran-3-1.pdf#search=%22type%20Ia%20supernova%20simulation%22
- ^ Röpke, FK; Хиллебрандт, В. (2004). «Дело против отношения углерода к кислороду предшественника как источника пикового изменения яркости сверхновых типа Ia». Астрономия и астрофизика . 420 (1): L1 – L4. arXiv : astro-ph / 0403509 . Бибкод : 2004A & A ... 420L ... 1R . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20040135 . S2CID 2849060 .
- ^ Хохлов, А .; Müller, E .; Хёфлих, П. (1993). «Кривые блеска моделей сверхновых типа IA с различными механизмами взрыва». Астрономия и астрофизика . 270 (1–2): 223–248. Бибкод : 1993A & A ... 270..223K .
- ^ Hillebrandt, W .; Нимейер, JC (2000). "Модели взрыва сверхновой звезды типа IA". Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 38 (1): 191–230. arXiv : astro-ph / 0006305 . Bibcode : 2000ARA & A..38..191H . DOI : 10.1146 / annurev.astro.38.1.191 . S2CID 10210550 .
Внешние ссылки
- JINA: Модели пламени сверхновых звезд типа Ia
- Компьютерное моделирование детонации / дефлаграции углерода