Термодинамические и кинетические свойства вещества в оболочках нейтронных звёзд

• Автор: Потехин, Александр Юрьевич
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2009
• Место защиты: Санкт-Петербург
• Количество страниц: 420 с. : ил.

Оглавление
Введение
1 Оболочки нейтронных звёзд (вводный обзор)
1.1 Основные параметры нейтронной звезды
1.2 Строение нейтронной звезды
1.3 Строение оболочек
1.3.1 Внутренняя кора
1.3.2 Мантия
1.3.3 Внешние оболочки
1.3.3а Внешняя кора
1.3.ЗЬ Океан
1.3.3с Атмосфера
1.4 Магнитное поле и его эволюция
1.5 Тепловая структура и остывание
1.5.1 Кривые остывания
1.5.2 Остывание с подогревом
1.6 Наблюдательные проявления свойств оболочек нейтронных звёзд
1.6.1 Изолированные нейтронные звёзды
1.6.1а Изолированные нейтронные звёзды с подогревом
1.6.2 Нейтронные звёзды в двойных системах
1.6.2а Рентгеновские вспышки
1.6.2Ь Мягкие рентгеновские транзиенты
1.6.3 Пульсары
1.6.3а Обычные пульсары
1.6.3Ь Миллисекундные пульсары
1.6.3с Аномальные рентгеновские пульсары

2 Равновесные свойства плазмы в оболочках нейтронных звёзд
2.1 Метод минимизации свободной энергии
2.2 Параметры плазмы
2.2.1 Общие параметры
2.2.2 Электроны
2.2.3 Ионы
2.3 Полностью ионизованная кулоновская плазма
2.3.1 Идеальный электронный газ
2.3.1а Приближённые формулы для интегралов Ферми-Дирака
2.3.1Ь Уравнение состояния как функция плотности
2.3.2 Ионная кулоновская жидкость
2.3.2а Идеальная составляющая свободной энергии
2.3.2Ь Кулоновская составляющая
2.3.2с Квантовые поправки
2.3.3 Кулоновский кристалл
2.3.3а Гармоническое приближение
2.3.3Ь Ангармонические поправки
2.3.4 Структурный фактор. Многофононные процессы
2.3.4а Структурный фактор классической изотропной плазмы
2.3.4Ь Структурный фактор кулоновского кристалла и фактор Дебая-Валлера
2.3.4с Многофононные процессы
2.3.5 Плавление
2.3.6 Поляризация электронов в кулоновской жидкости
2.3.7 Поляризация электронов в кулоновском кристалле
2.3.7а Теория возмущений
2.3.7Ь Аналитическое приближение
2.3.7с Влияние поляризации на плавление
2.3.8 Обменно-корреляционные эффекты
2.3.9 Ионные смеси
2.4 Частично ионизованная плотная плазма
2.4.1 Ионизационное равновесие в химической модели
2.4.2 Водородная плазма
2.4.3 Плазма, содержащая многозарядные ионы
2.4.3а Модель свободной энергии

2.4.3b Поиск термодинамического равновесия
2.4.3с Результаты
2.5 Упругость коры и мантии нейтронной звезды
2.5.1 Общие соотношения. Модули упругости коры
2.5.2 Жидкокристаллическая мантия
2.5,2а Фаза «лазанья»
2.5.2Ь Фаза «спагетти»
2.6 Унифицированное уравнение состояния нейтронной звезды
2.7 Резюме
3 Коэффициенты электронного переноса тепла и заряда в океане и
коре нейтронной звезды
3.1 Основные соотношения для электронных кинетических коэффициентов
3.1.1 Уравнение Больцмана. Общие соотношения
3.1.2 Электрон-электронное рассеяние
3.1.3 Электрон-ионное рассеяние. Приближение времени релаксации .
3.1.4 Общие выражения для невырожденной плазмы
3.1.5 Сильно вырожденный электронный газ
3.1.6 Правило Маттиссена
3.2 Рассеяние электронов на ионах
3.2.1 Ионный газ
3.2.2 Ионная жидкость (вырожденные электроны)
3.2.2а Эффективный структурный фактор сильносвязанной
кулоновской жидкости
3.2.2Ь Формфактор
3.2.2с Выход за рамки борцовского приближения
3.2.2d Учёт поляризуемости электронного фона
3.2.2е Аналитическая аппроксимация для кулоновского логарифма
3.2.3 Ионный кристалл
3.2.3а Низкие температуры: случай нормальных процессов
3.2.4 Общая аппроксимация для внешних оболочек
3.2.4а Сильно вырожденные электроны
3.2.4Ь Частично вырожденные электроны
3.3 Электрон-электронное рассеяние

L превышает эддингтоновский предел [20]
-^Edd = 4~cGMmp/aT ~ 1,3 х 1038 (М/М®) эрг с
(1.4)
где G - гравитационная постоянная,
<7т =
(1.5)
- томсоновское сечение рассеяния, Тор - масса протона, те и (—е) - масса и заряд электрона. Здесь и далее используется традиционная для астрофизики система единиц СГСЭ.
Несмотря на то, что атмосферы нейтронных звёзд изучались многими исследователями на протяжении десятков лет, эти исследования далеки от завершения. Особенно это касается нейтронных звезд с сильным магнитным полем В > 10й Гс.
1.4 Магнитное поле и его эволюция
Большинство известных сегодня нейтронных звёзд обладают магнитными полями, недостижимыми в лаборатории, с типичными значениями на поверхности (см. § 1.6.3) В ~ 108-109 Гс для миллисекундных пульсаров, В ~ 101О-1013 Гс для «обыкновенных» радиопульсаров [21], В ~ 1014 Гс для аномальных рентгеновских пульсаров (АХР - anomalous X-ray pulsar) и, согласно наиболее широко принятым сегодня моделям, В ~ 1014-1015 Гс для источников мягких повторяющихся гамма-всплесков (SGR - soft gamma repeater) [22, 23]. Напряжённость поля внутри звезды может быть ещё выше. Так, для объяснения энергетики АХР и SGR привлекаются магнитные поля, достигающие в ядре нейтронной звезды при её рождении значений В ~ 101G -1017 Гс (см. работу [24] и ссылки в ней). Теоретический предел, полученный численно, составляет max(H) ~ 1018 — 1019 Гс [25], что согласуется с оценкой, основанной на теореме вириала [26, 27]. Как возникают эти поля, до сих пор достоверно не известно. Порядок величины магнитного поля нейтронной звезды В ~ 1012 Гс был предсказан В. JI. Гинзбургом в 1964 году (ещё до открытия пульсаров) на основе предположения о сохранении магнитного потока звезды-предшественницы сверхновой при её коллапсе [28]. Впоследствии предлагались различные теоретические модели генерации поля с участием дифференциального вращения, конвекции, магнито-вращательной неустойчивости и термомагнитных эффектов либо при взрыве и коллапсе сверхновой, либо в молодых нейтронных звёздах (см., например, обзор [29]). В частности,