Upload
zeki
View
51
Download
0
Embed Size (px)
DESCRIPTION
НАГРЕВ И ОСТЫВАНИЕ МАГНИТАРОВ. А.Д. Каминкер , А.Ю. Потехин , Д.Г. Яковлев. Физико-технический институт им. А.Ф. Иоффе, РАН, Санкт-Петербург. Введение. Феноменологическая модель нагрева магнитаров. Остывание нейтронных звезд со слоевым нагревом. Механизмы нейтринного излучения. - PowerPoint PPT Presentation
Citation preview
НАГРЕВ И ОСТЫВАНИЕ МАГНИТАРОВНАГРЕВ И ОСТЫВАНИЕ МАГНИТАРОВ
А.Д. Каминкер, А.Ю. Потехин, Д.Г. Яковлев
Физико-технический институт им. А.Ф. Иоффе, РАН, Санкт-Петербург
Выводы
Введение
Феноменологическая модель нагрева магнитаров
Остывание нейтронных звезд со слоевым нагревом
Москва, ГАИШ МГУ, 18.05.2007
Эффекты теплопроводности
Расход тепловой энергии
Механизмы нейтринного излучения
Магнитары и остывание изолированных НЗ
Два предположения:(1) Наблюдения отражают постоянное тепловое излучение с поверхности НЗ(2) Магнитары -- остывающие нейтронные звезды
Необходим внутренний НАГРЕВ
)(TTT ss
Тепловой баланс:
Фотонная светимость:
Теплоизолирующаяоболочка:
ergsTUT2
94810~Тепловая энергия:
Теория остывания с внутренним нагревом
Основные регуляторы остывания:
1. Уравнение состояния2. Нейтринное излучение3. Процессы нагрева4. Сверхтекучесть5. Магнитные поля6. Легкие элементы на поверхности НЗ
42L 4 sR T
Перенос тепла:
( )dT
C T W L Ldt
;dT
Fdr
- эфф. коэффициент теплопроводности
21
H
H0
Модель нагрева:
при 21 10 11 3
1 23 10 ; 10 ;g cm i
12 12 31 210 ; 3 10 ;g cm ii
13 14 31 23 10 ; 10 ;g cm iii
14 32 ; =9 10 ;g cm iv
erg s -1
erg cm -3 s -1
- характерное время нагрева
Модели нейтронных звезд
1. EOS --- Akmal, Pandharipande, Ravenhall (APR III); нейтроны, протоны, электроны и мюоны в ядре НЗ
2. Прямой Urca процесс: > 1.275x1015 g/cc, M>1.685 MSUN
3 Максимальная масса --- MMAX=1.929 MSUN
4. Модель замедленного остывания --- M=1.4 MSUN, R=12.27 km, = 9.280x1014 g/cc
5. Модель ускоренного остывания M=1.9 MSUN, R=10.95 km, = 2.050x1015 g/cc
6. Теплоизолирующая оболочка -- Fe (плотности <1010 g/cc; учет нейтринного излучения)
7. Дипольное магнитное поле B=5x1014 G на полюсах теплоизолирующей оболочки ( G )
Пренебрегаем влиянием магнитного поля на теплоперенос при плотностях > 1010 g/cc!
C
C
B=1014,1015,2x1015,5x1015,1016
Нет изотермического режима. Независимость внутренних и внешних слоев.
yrt 310 1- SGR 1900+142- SGR 0526-663- AXP 1E 1841-045
5- AXP 1RXS J170849-4009106- AXP 4U 0142+61
Мощное нейтринное излучение.
7- AXP 1E 2259+586Только нагрев внешних слоев не противоречит светимости магнитаров.
4- CXOU J010043.-721134
1010 /b g cc
Влияние нейтринного излучения на профиль температуры в теплоизолирующем слое НЗ
11b 4 10 g/cc
910bT K910bT K92 10bT K 92 10bT K
810bT K 810bT K
Механизмы нейтринного излучения во внешних оболочках магнитаров
No Механизмы: Реакции:
1 Plasmon decay
2 Electron-positron
pair annihilation
3 Electron-nucleus
bremsstrahlung
4 Photoneutrino
5 Neutrino synchrotron
e e
e Z e Z
e e e e
Нейтринное излучение во внешних оболочках магнитаров
B=1012 G, T=109 K B=1015 G, T=109 K
B=1012 G, T=2x109 K B=1015 G, T=2x109 K
Замедленное и ускоренное остывание
Влияние магнитных полей: теплопроводность и нейтринное синхротронное излучение
во внешних слоях НЗ : 1010 /b g cc
Увеличение и уменьшение теплопроводности
Появление изотермических слоев в глубине НЗ
---min =3 x 10 12max =10 14 g cm -3
Изменение теплопроводности вблизи внешнего теплоизолирующего слоя
min max= 1010 g/cc --- = 4x1011 g/cc
Затраты тепловой энергии и светимости магнитаров
)(s
erg выделено в слое 1 2 Emax~1050 erg Wmax~3x1037 erg/s1. Нагрев не может быть больше предельного:
L/W~0.012. Скорость нагрева должна быть больше светимости; оптимально:
Выводы
1. Основное предположение: слоевой нагрев нейтронных звезд
2. Источники нагрева – вблизи поверхности: 115 10 g cm -3
3. Интервал интенсивности нагрева:19 20
03 10 3 10H erg cm-3 s-1
4. Нейтринное излучение против увеличения интенсивности
Накачка огромной энергии в более глубокие слои не дает роста5. sT
6. Сильно неоднородное распределение температуры:
во внешнем слое нагрева T > 109 K;
глубокие слои коры и ядро звезды остаются холодными T << 109 K
7.
8. Полное выделение энергии (в течение 104 – 105 лет)
не может быть меньше, чем 1049—1050 erg;
только 1% этой энергии расходуется на нагрев поверхности !
Независимость тепловой эволюции внешних и внутренних слоев
Влияние длительности нагрева
Нагрев в слое I H0=3x1020 или 3x1019 erg s-1 cm-3