Углеродная детонация
Углеро́дная детона́ция — взрывной этап звездного нуклеосинтеза, приводящий к переходу звезд типа белый карлик в сверхновую типа Ia. Сопровождается термоядерными реакциями с участием углерода и кислорода в вырожденном ядре звёзд.
Процесс править
Общим во всех сценариях образования сверхновых типа Ia является то, что взрывающийся карлик скорее всего является углеродно-кислородным. Во взрывной волне нуклеосинтеза, идущей от центра к поверхности, текут реакции[1]:
После начала реакции существенная часть углерода и кислорода в белом карлике превращается в более тяжёлые элементы всего лишь за несколько секунд[2], повышая внутреннюю температуру до миллиардов кельвинов. Такой выброс энергии ((1—2)×1044 Дж[3]) достаточен для разрыва звезды, когда отдельные составляющие её частицы приобретают кинетическую энергию достаточную, чтобы преодолеть гравитацию звезды и покинуть её. Звезда бурно взрывается и образует ударную волну, в которой материя движется со скоростью порядка 5000—20000 км/с, что составляет примерно 6 % скорости света. Энергия, выделяемая при взрыве, также вызывает экстремальное увеличение светимости. Типичная наблюдаемая абсолютная величина сверхновой типа Ia составляет Mv = −19,3 (приблизительно в 5 миллиардов раз ярче Солнца)[4], интервал изменчивости светимости весьма небольшой.
Механизм возникновения править
В настоящее время считается, что углеродная детонация может протекать в случае аккреции на белые карлики с массами, близкими к пределу Чандрасекара. При этом температура и давление в ядре поднимаются достаточно для начала термоядерной реакции слияния углерода. Аккреция является одним из механизмов образования сверхновых типа Ia[5]. Углеродная детонация также может протекать, в некоторых случаях, в вырожденных ядрах сверхгигантов с массами в 8—10 солнечных масс. Однако предположение, что углеродная детонация может привести в этом случае к появлению сверхновой типа II[6][7], в настоящее время поставлено под сомнение. По некоторым моделям при углеродной детонации в ядрах сверхгигантов возможно быстрое снятие вырождения с продолжением дальнейшей эволюции звезды[8].
Звёзды главной последовательности находятся в тепловом равновесном состоянии, при котором локальное увеличение температуры (энерговыделения) приводит к увеличению объёма звезды, что в свою очередь уменьшает температуру и звезда возвращается к равновесию. Однако в белых карликах давление поддерживается не за счёт теплового механизма, а квантовым эффектом давления вырожденного электронного газа, которое не зависит от температуры. В результате у белых карликов отсутствует механизм отрицательной обратной связи для поддержания равновесного состояния при начале термоядерной реакции, в результате чего она протекает со взрывообразным характером, когда её начало ведёт к росту температуры, что, в свою очередь, увеличивает скорость реакции и температуру.
См. также править
Примечания править
- ↑ Ишханов Б. C., Капитонов И. М., Тутынь И. А. Нуклеосинтез во Вселенной. — М., 1998. Архивировано 27 декабря 2012 года.
- ↑ F. K. Röpke, W. Hillebrandt. The case against the progenitor's carbon-to-oxygen ratio as a source of peak luminosity variations in type Ia supernovae (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — EDP Sciences, 2004-06. — Vol. 420, iss. 1. — P. L1–L4. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746. — doi:10.1051/0004-6361:20040135.
- ↑ A. Khokhlov, E. Mueller, P. Hoeflich. Light curves of type IA supernova models with different explosion mechanisms (англ.) // A&A. — 1993-03. — Vol. 270. — P. 223—248. — ISSN 0004-6361. Архивировано 22 октября 2020 года.
- ↑ Wolfgang Hillebrandt, Jens C. Niemeyer. Type Ia Supernova Explosion Models (англ.) // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. — Annual Reviews, 2000-09. — Vol. 38, iss. 1. — P. 191—230. — ISSN 1545-4282 0066-4146, 1545-4282. — doi:10.1146/annurev.astro.38.1.191. Архивировано 4 марта 2021 года.
- ↑ Wolfgang Hillebrandt, Jens C. Niemeyer. Type Ia supernova explosion models // Annual Review of Astronomy and Astrophysics Vol. 38: 191—230 (Sep. 2000).
- ↑ Arnett, W. David. A Possible Model of Supernovae: Detonation of 12C (англ.) // Astrophysics and Space Science : journal. — 1969. — Vol. 5. — P. 180—212. Архивировано 2 сентября 2017 года.
- ↑ Fujimoto, M.Y. et al. Dynamical instability of the envelope of red supergiants and the lower mass limit for carbon detonation supernovae Архивная копия от 30 августа 2017 на Wayback Machine // Astrophysics and Space Science, vol. 45, Nov. 1976, p. 71—77.
- ↑ В. А. Батурин, И. В. Миронова. Звезды: их строение, жизнь и смерть.