Нейтринное излучение нейтронных звезд

• Автор: Каминкер, Александр Давидович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2001
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 232 с. : ил

Содержание
1 Введение

1.1 Краткий обзор

1.2 Строение нейтронных звезд

1.3 Магнитные поля нейтронных звезд

1.4 Актуальность проблемы

1.5 Цели, задачи и методы исследования

1.6 Научная новизна

1.7 Научная и практическая ценность

1.8 Результаты, выносимые на защиту

1.9 Структура и объем диссертации
1.10 Список статей по теме диссертации
2 Нейтринное излучение в коре нейтронных звезд без магнитного ПОЛЯ
2.1 Основные нейтринные реакции
2.2 Аннигиляция электронно-позитронных пар
2.3 Распад плазмона
2.4 Другие процессы с участием электронов и фотонов
2.5 Тормозное излучение нейтрино при рассеянии электронов на атомных ядрах
2.6 Бета процессы
2.7 Процессы связанные с сильными взаимодействиями свободных нейтронов
2.8 Нейтринная светимость коры нейтронных звезд
3 Нейтринное излучение в коре нейтронных звезд с магнитным полем
3.1 Магнитные поля в оболочках нейтронных звезд
3.2 Аннигиляция электронно-позитронных пар в магнитном поле
3.3 Синхротронное излучение нейтринных пар электронами
3.4 Обсуждение и результаты
4 Нейтринное излучение ядер нейтронных звезд
4.1 Разнообразие реакций генерации нейтрино
4.2 Бета распад нейтрона
4.3 Прямые урка-процессы

4.4 Модифицированные урка-процессы
4.5 Тормозное излучение нейтрино при нуклон-нуклонном рассеянии .
4.6 Тормозное излучение нейтрино при рассеянии лептонов
5 Нейтринное излучение сверхтекучих нейтронных звезд
5.1 Влияние сверхтекучести на излучение нейтрино в ядрах нейтронных
звезд
5.2 Прямые урка-процессы при наличии сверхтекучести
5.3 Стандартные механизмы генерации нейтрино
в сверхтекучих ядрах нейтронных звезд
5.4 Нейтринное излучение при куперовском спаривании
барионов
5.5 Основные нейтринные реакции в сверхтекучих ядрах
нейтронных звезд
5.6 Модели сверхтекучести и излучение нейтрино
в различных слоях нейтронных звезд
6 Нейтринное излучение ядер нейтронных звезд с магнитным полем
6.1 Эффекты магнитного поля
6.2 Рассеяние электронов на флаксоидах
6.3 Обсуждение результатов
7 Сверхтекучесть нуклонов и остывание нейтронных
звезд. Сравнение теории и наблюдений
7.1 Основные уравнения и модели остывания нейтронных звезд
7.2 Наблюдательные данные
7.3 Остывание нейтронных звезд без сверхтекучести
7.4 Сверхтекучесть протонов и три типа остывающих нейтронных звезд
7.5 Сверхтекучесть нейтронов в коре и остывание нейтронных звезд
7.6 Триплетная сверхтекучесть нейтронов в ядрах нейтронных звезд .
7.7 Выводы и обсуждения
8 Заключение
8.1 Основные результаты и выводы
8.2 Заключительный вывод и благодарности

1 Введение
1.1 Краткий обзор
Нейтронные звезды - одни из наиболее интересных звезд во Вселенной. Прежде всего, это самые компактные звезды, массы которых ~ 1.4М0, при том, что их радиусы необычайно малы R ~ 10 км. Таким значениям М и R соответствуют огромная гравитационная энергия, GM2/R ~ 5 х 1053 эрг ~ 0.2Л/с2, и гравитационное ускорение на поверхности, GM/R2 ~ 2 х 10й см с-2. Поскольку гравитационная энергия составляет существенную часть энергии покоя звезды, нейтронные звезды являются релятивистскими объектами; пространство-время существенно искривлено внутри них и вблизи их поверхности. Средняя плотность вещества нейтронных звезд р ~ ЗЛ//(4згД3) ~ 7 х 10й г см-3 в несколько раз превосходит стандартную ядер-ную плотность ро = 2.8 х 10й г см-3. Плотность в центре звезды может достигать величин (10 — 20)р0. Тем самым, ядра нейтронных звезд состоят из сильно сжатой ядерной материи. Такое сжатие обеспечивается большими гравитационными силами и не может быть воспроизведено в земных условиях. Поэтому нейтронные звезды можно рассматривать как уникальные астрофизические лаборатории сверхплотного вещества. Предполагается, что ядра нейтронных звезд состоят, в основном, из сильно вырожденных нейтронов с примесью протонов и электронов, хотя, вероятны другие частицы (мюоны, гипероны, кварки и т.д.).
Нейтронные звезды являются источниками электромагнитного излучения во всех диапазонах длин волн от радио до жесткого гамма-излучения. С ними связано широкое разнообразие наблюдаемых астрофизических объектов: радиопульсары, рентгеновские пульсары, аномальные рентгеновские пульсары (см., например, Mereghetti et al. 1998, Mereghetti 2001), рентгеновские барстеры (см., например, Lewin et al. 1995), рентгеновские транзиенты (Сатрапа et al. 1998), источники квазипериодиче-ских рентгеновских осцилляций (Psaltis et al. 1998, Kluzniak et al. 1998, Van der Klis 1998), источники мягких повторных гамма всплесков (см., например, Cline et al. 2000, Aptekar et al. 2001) и т.д. Нейтронные звезды являются также мощными ускорителями высокоэнергичных частиц. Их рождение при взрывах сверхновых сопровождается мощным нейтринным импульсом. Один из таких импульсов был зарегистрирован нейтринными детекторами как сигнал от взрыва сверхновой 1987А в Большом Магеллановом облаке (см., например, Имшенник, Надежин 1988; Burrows 1990). Эволюция орбитальных параметров двойной системы нейтронных звезд, содержащих пульсар

(см. § 2.3), поэтому скачки в зависимости С}р{р) могут даже усиливать скачки электронной концентрации.
Мы будем возвращаться к рис. 2-5 при анализе различных нейтринных процессов в последующих параграфах данной главы и в главе 3. В дальнейшем принимаем систему единиц, в которой Н = с = кв = 1, но конечные формулы приводим в стандартных физических единицах.
Рис. 2: Зависимость скорости нейтринных потерь энергии от плотности коры нейтронной звезды в модели равновесного ядерного состава для различных механизмов генерации нейтрино при Т = 3 х 109 К. Кривые ‘syn (12)’, ‘(13)’, и ‘(14)’ относятся к синхротронному механизму (§ 3.3) при В = 1012,
1013 and 10м Гс, соответственно. Кривая ‘pairs’ относится к аннигиляции электрон-позитронных пар; она практически не зависит от В при данном Т. Остальные кривые соответствуют В — 0: ‘brems’ — тормозное излучение электронов (§ 2.5); ‘plasma’ — распад плазмона (§ 2.3); ‘photo’ — фотонейтринный процесс (§ 2.4).
2.2 Аннигиляция электронно-позитронных пар
(а) Излучательная способность
Для начала рассмотрим излучение нейтринных пар в процессе аннигиляции электрон-позитронных пар
8 9 10 11 12
lgр [g cm'3]
Є + Є+ -4 V + Р.