Почему в предшественнице сверхновой внезапно происходит гравитационный коллапс?

Звезды борются с гравитационными силами за счет градиентов давления за счет синтеза в ядре (и оболочек наружу). Как только термоядерный синтез прекращается, градиент давления исчезает, и гравитация побеждает в «битве».

Классическая картина массивной звезды в конце своей жизни (и, очевидно, не в масштабе):

Но каждая звездная звезда начиналась только с водорода в ядре. Через pp-цепочку он производил гелий в ядре, и так далее по цепочке, пока в ядре не будет производиться железо. Железо имеет наибольшую энергию ядерной связи из всех элементов, поэтому, как только вы его сделаете, вы не сможете ничего сделать с помощью синтеза.

Продолжительность каждой фазы горения хорошо известна (зависит от массы звезды, но следующие значения могут дать хорошую оценку того, почему коллапс является таким внезапным; представленный случай представляет собой шкалу времени горения ядра для звезды массой 15 солнечных):

Таким образом, шкала времени коллапса$\sim1.5\,M_\odot$ядра элементов группы железа занимает менее одной секунды:

Старая массивная звезда перед своей смертью достигает точки «сгорания» (это ядерный синтез, а не буквальное возгорание!) Si и O в Fe, что требует огромного количества энергии для дальнейшего синтеза, поэтому цепь синтеза здесь временно заканчивается. . Fe «пепел» вокруг ядра падает внутрь, что еще больше увеличивает массу ядра до пределов Чандрасекара или Оппенгеймера-Волкова. Это увеличивает температуру ядра, поэтому фотоны становятся настолько энергичными, что заставляют Fe расщепляться на α-частицы и протоны (фоторасщепление), что уменьшает массу ядра и давление, потому что эта реакция очень эндотермична. Кроме того, обратный β-распад приводит к дальнейшему снижению давления, которое достигает точки, в которой нарушается гидростатическое равновесие, поэтому звезда коллапсирует в масштабе времени свободного падения., он меняется только как$\propto \rho^{-1/2}$. Это означает, что внешние слои ядра разрушаются быстрее , чем внутренние. Чтобы увидеть, насколько быстрым является этот процесс, если бы Солнце стало сверхновой (это невозможно, оно слишком мало), шкала времени свободного падения была бы порядка часа. Когда внешние слои падают, они достигают сверхзвуковой скорости и полностью отделяются от остальной части звезды. Ядро достигает ядерной плотности, поэтому на этом коллапс останавливается, но создается ударная волна, которая проходит через ядро ​​и разлагает Fe, что является чрезвычайно энергозатратным процессом. Это взрыв сверхновой.

The core-collapse phase of a supernova commences once the final stages of nuclear burning are complete. This final phase of fusion reactions involving silicon, produce a core composed of iron-peak elements (not just iron). The cessation of nuclear burning leads to the contraction of the core. This happens relatively slowly at first, on a timescale given by the core thermal energy divided by its neutrino luminosity; the core is still supported by relativistic electron degeneracy pressure, which is almost independent of temperature. ie. The end of nuclear burning does not in itself trigger the rapid core collapse, but the core is very close to or beyond the Chandrasekhar limit, with an equation of state that has an adiabatic index $\sim 4/3$, и, следовательно, находится на пороге нестабильности.

Действительно быстрый коллапс инициируется либо фоторасщеплением (у более массивных прародителей), либо захватом электронов в более распространенных 10-20$M_{\odot}$прародители.

Быстрое разрушение активной зоны может начаться, если активная зона массой около 1,2-1,3$M_{\odot}$, becomes unstable to electron capture. This happens once the densities become so high that free, degenerate electrons at their Fermi energy, are sufficiently energetic to create neutrons in weak-interactions with protons. This initially happens inside nuclei, making them more neutron-rich. However, photo-disintegration processes will also break up some of the nuclei and release free protons. The electron threshold energy for the creation of neutrons from free protons is much lower, so many more electrons are capable of taking part in electron captures once this happens.

Захват электронов эквивалентен отбрасыванию поддержки звезды. Поскольку вырождение электронов так важно для поддержания ядра, когда свободные электроны удаляются в результате электронного захвата, очень трудно увеличить давление по мере коллапса ядра (как я упоминал ранее, любое повышение температуры почти не имеет отношения к давлению вырождения электронов). ) и, таким образом, коллапс ускоряется до тех пор, пока не будет происходить по существу в масштабе времени свободного падения ядра. Радиационное давление не имеет значения, и в этот момент обильно генерируемые нейтрино могут свободно улетучиваться.

У звезд с большей массой ядро ​​может быть более горячим и иметь немного меньшую плотность. Когда температура достигает примерно$10^{10}$K then iron-peak nuclei can be photodisintegrated into alpha particles and neutrons. These reactions require energy and it is taken out of the internal energy of the gas, drastically reducing the pressure and leading to nearly free-fall collapse.

For a 1.4$M_{\odot}$ core with a radius of 1000-2000km, the free-fall time is about $(G \rho)^{-1/2} \simeq 0.1-1.0$ seconds.

Хотя температура ядра и давление снова повышаются во время коллапса, коллапс не может быть остановлен до тех пор, пока центральная плотность не станет достаточно высокой ($3\times10^{17}$кг/м$^3$, в радиусе около 20 км) для того, чтобы уравнение состояния стало более жестким из-за давления вырождения нейтронов и взаимодействий нуклонов.