Остывание и пульсации сверхтекучих нейтронных звезд

• Автор: Гусаков, Михаил Евгеньевич
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2006
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 204 с. : ил.

1 Остывание сверхтекучих нейтронных звезд

1.1 Нейтринное излучение сверхтекучих ядер нейтронных звезд

1.1.1 Основные нейтринные процессы в ядрах нейтронных звезд

® 1.1.2 Модифицированный урка-процесс

1.1.3 Приближенные факторы подавления нейтринного из-лучения при нуклон-нуклонном рассеянии в сверхтекучем веществе

1.1.4 Обсуждение результатов

1.2 Симметрия эффектов сверхтекучести нейтронов и протонов в

остывающих нейтронных звездах

1.2.1 Наблюдения остывающих нейтронных звезд

1.2.2 Модели сверхтекучести нуклонов и нейтринное излучение при куперовском спаривании протонов

1.2.3 Остывание звезд с сильной сверхтекучестью протонов

1.2.4 Остывание нейтронных звезд при совместной сверхтекучести нуклонов
1.2.5 Два типа триплетной сверхтекучести нейтронов
1.3 Основные результаты первой главы
2 Излучение нейтрино при куперовском спаривании нуклонов как механизм ускоренного остывания нейтронных звезд
2.1 Сценарий остывания

2.2 Куперовское спаривание нейтронов как причина ускоренного
• остывания
2.3 Обсуждение сценария остывания
® 2.4 Дальнейшая разработка сценария остывания
2.5 Основные результаты второй главы
3 Прямой урка-процесс в мантии нейтронной звезды
3.1 Введение к главе
3.2 Потенциальная энергия нуклонов в мантии звезды и нуклонные волновые функции
3.3 Нейтринное энерговыделение прямого урка-процесса в мантии звезды
3.4 Влияние прямого урка-процесса в мантии звезды на остывание маломассивных нейтронных звезд
^ 3.5 Основные результаты третьей главы
4 Тепловая эволюция колеблющейся нейтронной звезды
4.1 Введение к главе
4.2 Собственные функции и частоты радиальных колебаний звезд
без учета диссипации
4.3 Неравновесный модифицированный урка-процесс
4.4 Уравнения тепловой эволюции и затухания колебаний звезд в отсутствие бета-равновесия
4.5 Аналитические решения и предельные случаи
4.5.1 Модифицированный урка-процесс: универсальный нелинейный режим звездной эволюции
4.5.2 Затухание колебаний за счет сдвиговой вязкости
! 4.5.3 Подтепловой режим колебаний звезды
1 4.5.4 Надтепловой режим колебаний звезды
4.6 Результаты моделирования
I 4.7 Основные результаты четвертой главы
5 Матрица сверхтекучих плотностей нейтрон-протонной смеси при ко-

печных температурах
5.1 Введение к главе
5.2 Нейтрон-протонная смесь в ядре нейтронной звезды
5.3 Нейтрон-протонная смесь с учетом сверхтекучих токов
5.3.1 Общие формулы
5.3.2 Расчет матрицы 7аа'
5.4 Матрица сверхтекучих плотностей
5.4.1 Выражение для сверхтекучего тока массы
5.4.2 Параметры Ландау нейтрон-протонной смеси
5.5 Основные результаты пятой главы
6 Температурная зависимость спектра пульсаций сверхтекучих нейтронных звезд
6.1 Введение к главе
6.2 Релятивистские уравнения бездиссипативной гидродинамики сверхтекучей смеси
6.3 Равновесные конфигурации сверхтекучих нейтронных звезд
6.4 Радиальные пульсации сверхтекучих нейтронных звезд
6.4.1 Основные уравнения
6.4.2 Определение функций 5Р и фгп
6.4.3 Граничные условия
6.5 Звук в сверхтекучих смесях
6.6 Результаты для радиальных пульсаций
6.7 Основные результаты шестой главы
Заключение
Приложения
О константе нейтринного энерговыделения при куперовском спаривании
протонов
Обсудим кратко чувствительность кривых остывания к значениям константы Ср в выражении для скорости нейтринного энерговыделения при куперовском спаривании протонов. Напомним, что значение Ср> учитывающее многочастичные эффекты, известно плохо (раздел 1.2.2). В приведенных расчетах мы использовали (перенормированное) значение Ср = 1.
Для примера на рис. 1.13 изображены кривые остывания маломассивной нейтронной звезды для трех моделей сверхтекучести нейтронов и протонов (дЬ, дс и Ьс). Как показано выше, нейтринное излучение при куперовском спаривании особенно важно именно в маломассивных звездах. Как и всюду в разд. 1.2.4, рассмотрена сверхтекучесть нейтронов типа В. Нижняя из двух кривых для каждой модели сверхтекучести рассчитана с перенормированной константой Ср = 1, а верхняя - с неперенормированной (но полученной с учетом релятивистских эффектов; см. Каминкер и др. [63]).
В модели дЬ протонная сверхтекучесть Ь является умеренно сильной и возникает на раннем этапе остывания. Нейтринное излучение при спаривании протонов играет относительно слабую роль, и точное значение константы Ср слабо влияет на остывание.
В модели дс, и особенно Ьс, умеренное спаривание протонов /3 = с приводит к мощному нейтринному излучению и заметно ускоряет остывание. В этих случаях кривые остывания наиболее чувствительны к значениям Ср-Однако, как видно из рис. 1.13, рассмотренные изменения Ср не могут привести к согласию кривых остывания дс и Ьс с наблюдениями и, следовательно, не влияют на выводы данной работы. Мы считаем перенормированное значение Ср = 1 более реалистичным, чем неперенормированное. Имеющаяся неопределенность в значениях (р вносит неопределенность в теорию остывания. В частности, для неперенормированной величины Ср отмеченная выше приближенная симметрия кривых остывания относительно инверсии моделей сверхтекучести нуклонов а/З и ра будет выражена гораздо слабее, чем для перенормированной (см. также Яковлев и др. [176]). Возможно, что выбор значения Ср в дальнейшем окажется важным для согласования теории с