Ротационный механизм взрыва коллапсирующих сверхновых
Эволюция достаточно массивных звезд с массой на главной последовательности завершается коллапсом железного ядра звезды. Однако с появлением первых численных моделей стало ясно, что “стандартная” теоретическая схема, основанная на предположении об одномерном, сферически-симметричном характере этого процесса, не в состоянии объяснить следующий за коллапсом взрыв сверхновой огромного масштаба с кинетической энергией разлетающейся оболочки звезды порядка 1051 эрг. Ударная волна, образующаяся в результате отражения потока аккрецирующего вещества от формирующейся в центре протонейтронной звезды, быстро расходуют свою энергию на диссоциацию ядер вещества оболочки звезды за своим фронтом и затухает, не приводя к сбросу оболочки сверхновой. За почти полвека интенсивной работы многих групп астрофизиков по созданию теоретически самосогласованной модели взрыва коллапсирующих сверхновых было предложено несколько возможных сценариев данного процесса, учитывающих различные дополнительные факторы. Тем не менее, окончательного и универсального решения обсуждаемой проблемы до сих пор не предложено. Более того, наблюдательные данные по наиболее исследованной сверхновой SN1987A в Большом Магеллановом Облаке привнесли дополнительные трудности в связи с регистрацией двух нейтринных сигналов, разделенных большим промежутком времени в 4,7 часа.
Основатель нашей лаборатории В.С. Имшенник предложил ротационный механизм взрыва коллапсирующих сверхновых. В нём ключевая роль отводится эффектам вращения, являющегося, в той или иной степени, неотъемлемой характеристикой всех звезд. Теоретическая модель опирается на результаты, полученные в обширном цикле работ, выполненных в различные годы сотрудниками коллектива Астрофизической лаборатории ИТЭФ.
На примере знаменитой сверхновой SN1987A можно проиллюстрировать основные идеи предложенного механизма (рис. 3). Как было упомянуто, предполагается, что к моменту потери устойчивости железное ядро предсверхновой имеет заметное вращение. Вследствие сохранения удельного углового момента вращения в процессе коллапса вращающегося ядра звезды, образуется конфигурация с сильным дифференциальным вращением и высоким значением отношения полной энергии вращения к гравитационной энергии связи τ = Erot/|Eg| (~0,42 из расчетов). Критическое значение параметра τ для возникновения динамической неустойчивости (в аналитической теории сфероидов Маклорена) составляет ~0,27. Важнейшим для данного сценария является гипотеза о формировании двойной системы нейтронных звезд в результате развития указанной неустойчивости в исходной осесимметричной конфигурации с последующим развалом (фрагментцией) на отдельные части. При этом значительная часть начального момента вращения ядра переходит в орбитальный момент вращения двойной системы. Так же, как и в “стандартной” модели, коллапс вращающегося ядра предсверхновой сопровождается мощным нейтринным излучением (хотя и с заметно отличающимися характеристиками), которое можно отождествить с сигналом, зарегистрированным нейтринным детектором LSD в момент времени tUT = 2h52min (23 февраля 1987 года) под Монбланом.
Рис. 3. Ротационный механизм взрыва коллапсирующих сверхновых
Основными параметрами образовавшейся тесной двойной системы нейтронных звезд являются ее полная масса, орбитальный момент вращения и отношение масс компонентов, которые вследствие существенной неопределенности в понимании деталей процесса фрагментации можно считать свободным параметром модели. Замечательно, что эволюция этой системы определяется единственным фактором – мощным гравитационным излучением, при этом она протекает тем дольше, чем сильнее отличаются массы компонентов. Нейтронные звезды сближаются вследствие потерь энергии и углового момента вращения, уносимых гравитационными волнами. При этом орбиты звёзд становятся практически круговыми, даже если начальный эксцентриситет заметно отличался от нуля. В конечном итоге по мере сближения маломассивный компонент двойной системы (вследствие обратной зависимости между массой и радиусом у нейтронных звезд) первым заполняет свою полость Роша. Следующий за этим весьма скоротечный этап эволюции тесной двойной системы сопровождается нестационарным обменом массой между компонентами двойной системы в направлении к более массивной нейтронной звезде. Когда более легкий компонент двойной системы достигает минимально возможного для нейтронных звезд значения массы , происходит его взрывное разрушение на орбите. В результате цепочки ядерных реакций образуются ядра группы железа с окончательным энерговыделением выделением ~ 4,7 МэВ/нуклон и полной энергией взрыва ~1051эрг. В процессе обмена массой более массивная нейтронная звезда избавляется от остаточного углового момента вращения и претерпевает вторичный коллапс. Этому сопутствует вспышка нейтринного излучения, зарегистрированная рядом нейтринных детекторов в момент времени tUT=7h36min (23 февраля 1987 года). Его характеристики должны, по всей видимости, быть близки к свойствам нейтринного сигнала, описываемого “стандартной” моделью коллапса.
Отдельные этапы эволюции тесной двойной системы сопровождаются мощным гравитационным излучением, имеющим специфические особенности, которые могут позволить идентифицировать рассматриваемый механизм в будущих экспериментах по регистрации гравитационных волн от коллапсирующих сверхновых. Кроме того, предложенный сценарий обладает рядом неоспоримых достоинств. Ротационный механизм позволяет дать теоретическую интерпретацию двух последовательных нейтринных сигналов от SN 1987A с разницей ~5 часов. Разрушение маломассивной нейтронной звезды при движении с большой скоростью по орбите объясняет взрыв сверхновой с требуемой энергией и заметной степенью асимметрии, наблюдаемой в остатке SN1987A. Высокие скорости собственного движения молодых пульсаров в рассматриваемом сценарии являются естественным следствием высокой орбитальной скорости движения массивной нейтронной звезды в момент разрушения ее легкого компаньона.
В настоящее время ведется работа по моделированию отдельных этапов предложенного сценария взрыва сверхновых, поскольку сквозное моделирование всего процесса от потери устойчивости железного ядра до взрывного разрушения маломассивной нейтронной звезды не представляется возможным. В частности, проводится численное исследование процесса фрагментации быстровращающейся протонейтронной звезды с целью определить саму возможность и условия возникновения этого процесса.