Суперновалардың конвективтік аударылу моделі, SN 1987A арқылы тексерілді. 8 күн массасынан асатын жұлдыздардағы нейтрон жұлдыздарының пайда болуы, энергияны сіңіру реакциялары.
Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Кіріспе
1985 жылы Бете мен Уилсон суперновалардың конвективті аударылу моделін ұсынды, ол SN 1987A арқылы айқын тексеруден өтті және жарылыстан нейтринолардың табылуымен расталды. Бұл модель II типтегі суперноваларға арналған, олар 8 күн массасынан асатын жұлдыздарда пайда болады. Өте массивті жұлдыздың темір ядросы электрондық дегенерациялық қысым көтере алмайтын деңгейге жеткенде, жұлдыздың ядросы күйрейді, ал темір ядросы ядролық тығыздыққа жеткенше гравитациямен қысылады. Осы кезде күшті кері соққы толқыны жұлдыздың қалған бөлігіне таралып, оны үлкен супернова жарылысында жарып жібереді. Бұл ядроның қалдықтары ақырында нейтронды жұлдызға айналады. Күйреу екі реакцияны тудырады: біріншісі темір ядросын 13 гелий атомы мен 4 нейтронға бөліп, энергияны жұтады; екіншісі соққы толқынын құрайтын нейтрино толқынын жасайды. Барлық модельдер конвективтік соққының бар екеніне келіседі, бірақ бұл соққының супернова жарылысы үшін қаншалықты маңызды екендігі туралы пікірталас бар. Конвективтік аударылу моделінде ядро жылдамдап күйрейді, жұлдыздың ішіндегі дыбыс жылдамдығынан асып, дыбыстан жоғары соққы толқынын тудырады. Бұл соққы толқыны нейтриносфераға жеткенше сыртқа қарай таралады, онда жұлдыздың ішкі қысымы сыртқа сәулеленетін нейтрино қысымынан асып түседі. Осы нүктеде нейтринолар жұтылғанда ауыр элементтер пайда болады. Соққы толқынының тоқтауы – супернова мәселесін білдіреді, өйткені тоқтағаннан кейін соққы толқыны қайтадан қуаттануы керек емес. Жедел конвекция моделі соққы толқынының ядроның күйреуінен пайда болған нейтриноның жарықтылығын арттырады және энергияның артуы соққы толқынын қайта іске қосады. Нейтрон саусақтары моделі ядроның жанындағы тұрақсыздық энергиялы нейтриноның тағы бір толқынын шығарып, соққы толқынын қайта қуаттандырады. Энтропиялық конвекция моделінде зат соққы қабатының үстінен пайда болу радиусына дейін төмен түседі, бұл нейтрино жарықтылығын арттырмайды, бірақ соққы толқынының сыртқа қарай жалғасуына мүмкіндік береді. Бұл модельдердің барлығы конвективтік аударылуды көрсетеді, өйткені олар тоқтаған соққы толқынын қайта жандандыру және супернова жарылысын аяқтау үшін конвекциялық механизмге сенеді. Конвекциялық модельдерде де, жалпы ядролық күйреу моделінде де әлі де шешілмеген мәселелер бар, олар нейтриноның дәмі мен массасын ескермеу және үлкен жарылыстарды модельдеуге қабілетсіздік кіреді. Қазіргі модельдер күйреу бұрын ойлағаннан гөрі баяу болуы мүмкін екенін көрсетеді, бұл соққы толқыны жұлдыздың жоғарғы қабаттарына тереңірек енетінін білдіреді. Протонейтрон жұлдызы нейтрино жарықтылығын арттырады, ал қосымша шығарылған нейтринолар соққы толқынын қайта қуаттандыруға көмектеседі. Бұл өзгерістер супернова мәселесінің бір бөлігін, бірақ барлығын емес, жояды және конвекцияның супернова жарылысында маңызды фактор екенін көрсетеді.
The convective overturn model of supernovae was proposed by Bethe and Wilson in 1985, and received a dramatic test with SN 1987A, and the detection of neutrinos from the explosion. The model is for type II supernovae, which take place in stars more massive than 8 solar masses. When the iron core of a super massive star becomes heavier than electron degeneracy pressure can support, the core of the star collapses, and the iron core is compressed by gravity until nuclear densities are reached when a strong rebound sends a shock wave throughout the rest of the star and tears it apart in a large supernova explosion. The remains of this core will eventually become a neutron star. The collapse produces two reactions: one breaks apart iron nuclei into 13 helium atoms and 4 neutrons, absorbing energy; and the second produces a wave of neutrinos that form a shock wave. While all models agree that there is a convective shock, there is disagreement as to how important that shock is to the supernova explosion. In the convective overturn model, the core collapses faster and faster, exceeding the speed of sound inside the star, and producing a supersonic shock wave. This shock wave explodes outward until it stalls when it reaches the neutrinosphere, where the pressure of the star collapsing inward exceeds the pressure of the neutrinos radiating outwards. This point produces heavier elements as the neutrinos are absorbed. The stalling of the shock wave represents the supernova problem, because once stalled, the shock wave should not be "reenergized". The prompt convection model states that the shock wave will increase the luminosity of the neutrinos produced by the core collapse, and this increase in energy will start the shock wave going again. The neutron fingers model has instability near the core expel another wave of energized neutrinos which reenergizes the shock wave. The entropy convection model has matter falling inward from above the shock layer down to the gain radius, which would not increase neutrino luminosity, but would allow the shock wave to continue outwards. All of these models exhibit convective overturn in that they rely on a convection mechanism to re energize the stalled shock wave and complete the supernova explosion. There are still open issues in both the convective models and in the more general core collapse model, which include not taking into account flavor mixing and mass of neutrinos, and the inability to model large explosions. Current models indicate that the collapse may occur more slowly than thought before, which would mean the shock wave would penetrate farther into the upper layers of the star. The proto neutron star boosts neutrino luminosities, and the additional neutrinos emitted help re energize the shock wave. These changes remove some, but not all, of the supernova problem, and strengthen the idea of convection being an important factor in supernova explosions.