Физические процессы в ядрах коллапсирующих звёзд

• Автор: Юдин, Андрей Викторович
• Шифр специальности: 01.04.02, 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2009
• Место защиты: Москва
• Количество страниц: 175 с. : ил.

Оглавление
Введение

I Уравнение состояния

1 Уравнение состояния идеальною вещества

1.1 Введение.

1.2 Основные соотношения.

1.3 Учт возбужденных уровней

1.3.1 Область 7д

1.3.2 Область Т9

1.3.3 Результаты описанного подхода.

1.4 Равновесные концентрации

1.5 Термодинамические свойства .
1.6 Полнота набора ядер
2 Кулоповское взаимодействие
2.1 Принятые обозначения
2.2 Модель свободной энергии
2.3 Многокомпонентные системы.
2.3.1 Модель среднего иона.
2.3.2 Закон линейного смешивания
2.3.3 Сложное смешивание
2.3.4 Результаты расчета
2.3.5 Выводы по моделям МКП.
2.3.6 Альтернативный подход к описанию ионионного взаимодействия . .
2.3.7 Перспективы модели сложного смешивания
2.4 Элсктронэлектронное корреляционное взаимодействие
2.5 Ионэлектронное взаимодействие
2.6 Обменное взаимодействие.
2.7 Сравнение различных компонент взаимодействия
3 Приближение исключнного объема
3. Введение
3.2 Больцмановский газ
3.3 Общий случай
3.4 Эффекты взаимодействия
3.5 Связь с моделью тврдых сфер
3.5.1 Однокомпонентный случай
3.5.2 Многокомпонентный случай
3.6 Вещество в субъядерной области
3.7 Результаты и обсуждение.
4 Ядсрная материя
4.1 Уравнение состояния однородной ядерной материи
4.2 Фазовый переход
4.2.1 Гиббсовский подход .
4.2.2 Максвелловский подход.
4.2.3 Согласованность уравнений состояния фаз.
П Нейтринные процессы
5 Распространение нейтрино
5.1 Уравнение переноса нейтрино.
5.1.1 Общие соотношения .
5.1.2 Оператор рассеяния
5.1.3 Уравнения нейтринной газодинамики.
5.2 Численное решение уравнения переноса
5.2.1 Общее решение.
5.2.2 Численная схема Наджина и Отрощенко
5.2.3 Новая численная схема.
6 Приближение нейтринной теплопроводности
6.1 Сферическисиммегричный случай
6.1.1 Введение
6.1.2 Метод последовательных приближений .
6.1.3 Переход к сопутствующей системе координат.
6.1.4 Форма интегрального уравнения
6.1.5 Уравнение диффузии лептонного заряда .
6.1.6 Преобразование интегрального уравнения
6.1.7 Уравнения нейтринной теплопроводности.
6.1.8 Некоторые замечания.
6.2 Аксиальносимметричный случай.
6.2.1 Введение
6.2.2 Система уравнений.
6.2.3 Координаты
6.2.4 Уравнения без учта нейтринной компоненты.
6.2.5 Преобразование нейтринной компоненты .
6.2.6 Полная система уравнений
6.2.7 Идентификация комбинаций
6.2.8 Сопутствующая система отсчета
6.2.9 Функция распределения нейтрино в режиме теплопроводности
6.2. Нейтринные интегралы.
6.2. Окончательная форма уравнений нейтринной теплопроводности .
6.2. Заключение.
7 Взаимодействие нейтрино с веществом
7.1 Процессы поглощения и излучения.
7.1.1 Процессы на свободных нуклонах .
7.1.2 7процессы на ядрах
7.2 Рассеяние нейтрино на электронах .
7.3 Важность учта рассеяния
7.4 К проблеме установления равновесия в нейтринном газе
7.4.1 Введение
7.4.2 Уравнение эволюции функции распределения
7.4.3 Окрестность равновесных значений
7.4.4 Общий случай
7.4.5 Пример расчта
III Расчты коллапса
8 Общее описание расчтов
8.1 Введение
8.2 Уравнение состояния.
8.3 Численная схема.
8.4 Нейтринная теплопроводность в центре колл ап сиру ющего ядра
9 Результаты моделирования коллапса
9.1 Введение
9.2 Модель I
9.2.1 Термодинамические параметры.
9.2.2 Параметры нейтринного излучения.
9.3 Модель I
9.4 Модель .
9.5 Модель xV.
9.5.1 Введение
9.5.2 Звезда с фазовым переходом
9.5.3 Описание расчтов коллапса
9.6 Выводы.
Заключение
Список литературы


Workshop on nuclear astrophysics”, Рингберг Кастл, Германия, март г. Опубликовано в "Proceedings МРЛ/Р". Open Issues in Core Collapse Supernova Theory”, Сиэтл, США, июнь . Опубликовано в “Proceedings from the 1NT” Vol. Physics of Neutron Stars”, Санкт-Петербург, г. Nuclei in the Cosmos - DC”, ЦЕРН, Женева, июнь г. Опубликовано в “Proceedings of Science”: PoS (NIC-DC) 7. SN A”, Москва, г. Астрофизический семинар ИТЭФ, г. Теоретический семинар ИТЭФ, г. Основные результаты диссертации были опубликованы в четырех статьях журнала “Письма в Астрономический Журнал” [], [], [] и []. Эволюция массивных звезд заканчивается исчерпанием всех источников ядерной энергии в их центральных областях, где температура и плотность повышаются до (4 -5- 8) х у К и (у Ю) гем-3, соответственно. ИБЕ), когда концентрации всех нуклидов и термодинамические свойства вещества определяются условиями термодинамического равновесия (Хойл [], Бербидж и др. При этом в достаточно широком интервале температур и плотностей показатель адиабаты у становится меньше 4/3, что приводит к коллапсу центрального ядра звезды и к последующей вспышке сверхновой (Хойл [], Хойл и Фаулер []). Изучение термодинамических свойств звездного вещества в условиях КБЕ представляет важное направление теории заключительных стадий эволюции звезд и звездного нуклеосинтеза. Однако, лишь немногие работы были посвящены детальному анализу соответствующего уравнения состояния в широком диапазоне температур и плотностей — от начала диссоциации элементов “группы железа” до преобладания свободных нуклонов и а - частиц. Под уравнением состояния мы понимаем здесь весь набор термодинамических величин (давление, удельная энергия, энтропия) как функций температуры и плотности. Помимо температуры и плотности, равновесные концентрации нуклидов и уравнение состояния зависят также от отношения общего числа протонов к общему числу нейтронов (как свободных так и связанных в атомных ядрах) 9, которое может изменяться лишь под действием довольно медленных (3 — процессов. Однако уравнение состояния не было рассмотрено в этой работе. В работе Ишиенника и Надёжина [6] была предпринята, пожалуй, первая попытка изучения уравнения состояния во всем его объеме. При этом были сделаны следующие упрощающие предположения: множество элементов “группы железа” было представлено лишь одним изотопом 5(Тс и предполагалось термодинамическое равновесие (3 — процессов с химическим потенциалом нейтрино равным нулю, что позволило исключить 0 как третью независимую переменную. Такая упрощенная постановка задачи оказалась, тем не менее, адекватным первым приближением для выяснения основных свойств уравнения состояния в условиях ХБЕ. Имшенник и Чечёткин [8] воспользовались приближением кинетического равновесия /5 — процессов для определения 0 как функции температуры и плотности, выяснили условия применимости этого приближения и проанализировали уравнение состояния, используя законы термодинамики систем с переменным числом частиц. Эль Эйд и Хиллсбрандт [] рассмотрели уравнение состояния при субъядерных плотностях ( -г )гсм~3 с учётом эффектов неидеальности обусловленных нуклон-нуклонным ядерным взаимодействием. Основная цель данной главы заключается в исследовании уравнения состояния, описываемого тремя независимыми переменными: Т, р и 0 с учётом таких важных эффектов как множественное возбуждение нуклидов и частичное вырождение свободных нейтронов и протонов. При этом мы концентрируем внимание на плотностях (7 4- ) г см-3 и температурах (5 4- 0) х ° К, которые включают физические условия, соответствующие начальной нейтринно-прозрачной стадии коллапса, наиболее важной для регисфации электронных нейтрино от неравновесной нейтронизации звездною вещества. Вместо чисел нуклидов в единице объема п удобно пользоваться их безразмерной концентрацией У = т„п/р (р — плотность вещества, ти—единица атомной массы), нагорая представляет собой число нуклидов на один барион. Дгп и Дгр — полные числа нейтронов и прогонов в единице объема, как свободных, так и связанных в ядрах.