Неустойчивое горение термоядерного топлива на поздних стадиях эволюции звезд

• Автор: Эргма, Эне Вамболовна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 1984
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 223 c. : ил

I. Введение

II. Глава I. Начальная фаза горения углерода в выроженных

углеродно-кислородных ядрах

§1. Эволюционный статус одиночных звезд с вырожденными С-0 ядрами

П.1.1. Эволюция звезд с М-v 1,5 -8 М^до стадии горения углерода

П.1.2. Энерговыделение при углеродном горении и

нейтринные потери

П.1.3. Роль фактора электронного экранирования

§2. Роль УРКА-нейтринных потерь в тепловой эволюции С -0 ядра

§3. Конвективные УРКА-нейтринньге потери на ранней стадии горения'углерода

§4. Тепловая фаза углеродного горения

III. Глава III Эволюция аккрецирующего белого карлика.... 55 §1. Эволюция С-0 ядра и гелиевого ядра под действием аккреции /упрощенный вариант
11.2.I.I. Случай аккреции С-0 ядром
П.2.1.2. Эволюция гелиевого белого карлика под действием аккреции /упрощенный вариант
§2. Эволюция гелиевого белого карлика в двойной
системе /численный анализ
§3. Проблема слоевых вспышек на аккрецирующих
белых карликах
§4. Возможные сценарии эволюции аккрецирующего
белого карлика с учетом слоевых вспышек водорода и . гелия
П.2.4.1. Аккреция гелиевым белым карликом
П.2.4.2. Аккреция С-0 карликом 87 '
IV. Глава III. Термоядерные вспышки в оболочках аккрецирующих нейтронных звезд
§1. Наблюдательные свойства барстеров
§2. Размерностный анализ моделей барстеровСтер
моядерных вспышек на поверхности аккрецирующих нейтронных звезд)

П. 3.2.1. Аккреция "холодной" нейтронной звездой
П. 3.2.2. Аккреция "горячей" нейтронной звездой
П.3.2.3. Аккреция чистого гелия
П. 3.2.4. Источники ХБ 1608-522 и Cen. Х
П.3.2.5. Модель транзиента с большим периодом повторения
§3. Численные модели со стационарным слоевым источником
П.3.3.1." Метод счета
— Н
П. 3.3.2. Роль сильного магнмтого поля
П.3.3.3. Эффекты увеличенного содержания элементов группы
CW О и роль нейтронно-индуцированных реакций
У.Глава IV. Термоядерная модель барстера /численный анализ
§1. Горение термоядерного топлива в выроддннных оболочках
нейтронных звезд / без учета аккреции
П.4.1.1. Метод счета
П.4.1.2. Результаты расчетов
§2. Однозонное приближение для анализа вспышек на
аккрецирующих нейтронных звездах
П.4.2.1. Постановка задачи /однозонная модель
П.4.2.2. Результаты расчетов
§3. Орбитальные периоды и термоядерная модель барстеров
У1 Глава V. Высокотемпературное горение водорода
/К- — р / процесс
§1. Результаты расчетов кинетики горения с с> = cons£
и Т =
§2, Кинетическая схема для высокотемпературного горения
водорода
Заключение
Литература

За последние десятилетия, благодаря развитию вычислительной техники, эволюция звезд / в сферически-симметричном приближении/ различных масс изучена достаточно хорошо. Согласно современным представлениям эволюция звезд - это ее ядерная эволюция, где пепел предыдущего горения становится топливом для следующего. Первое существенное ядерное топливо - водород. Горение водорода является одним из главных ядерных процессов в эволюции звезд с массами больше чем 0.01 Мф. Как показывают многочисленные исследования,процесс горения водорода в одиночных звездах происходит спокойно.
Горение следующего топлива - гелия - зависит от массы звезды. Если масса звезды на Главной Последовательности заключена в пределах от 0.7 до 2.5 Мд, то после выгорания водорода в центре и образования гелиевого ядра, тепловая эволюция ядра происходит по конвергентному треку [ 1,23 . Основными источниками охлаждения ядра являются объемные нейтринные потери и потери за счет' диффузии излучения, а нагрев определяется сжатием ядра за счет увеличения массы ядра. На этой стадии светимость звезды в основном определяется энерговыделением в водородном слоевом источнике. Звезда является красным гигантом с вырожденном гелиевом ядром, водородным слоевым источником и протяженной водородно-гелиевой оболочкой. Когда МНе~
0.45 Мф, происходит гелиевая вспышка. Вопрос о том, к чему ведет эта вспышка, пока еще открыт. В традиционных исследованиях гелиевой вспышкиГз - б] были сделаны четыре важных /но очень упрощающих/ предположения: I. гидростатическое равновесие сохраняется во время развития тепловой неустойчивости^ 2. конвективный перенос’ энергии адиабатический,3. конвективная область мгновенно и однородно перемешена,4. не учитывалась роль проникающей конвекции, исследования, проведенные Эдварсом[9] и Викетт[ю] , с учетом-модели динамической конвекции показали, что гелиевая вспышка в ядре приводит к потере гидростатической устойчивости и полному разру-

Рис. II Профили плотности ^ = ТО"3