Department of theoretical astrophysics П.С. Штернин, Д.Г. Яковлев, P. Haensel, А.Ю. Потехин Остывание нейтронной звезды после глубокого прогрева коры в. - презентация

1 Department of theoretical astrophysics П.С. Штернин, Д.Г. Яковлев, P. Haensel, А.Ю. Потехин Остывание нейтронной звезды после глубокого прогрева коры в транзиентном рентгеновском источнике KS Санкт-Петербург, 23 октября 2007 г. MNRAS Letters, accepted

2 Квази-постоянные рентгеновские транзиенты Мягкие рентгеновские транзиенты – маломассивные двойные системы с аккрецией на компактный объект В спокойном состоянии – тепловое излучение В период аккреции (недели/месяцы) Тепловое излучение в спокойном состоянии – результат подогрева нейтронной звезды в период аккреции за счёт пикноядерных реакций в коре Brown, Bildstein, Rutledge Квази-постоянные транзиенты – долгий период аккреции ~ годы Кора звезды существенно нагревается – выходит из теплового равновесия с ядром Тепловое излучение в спокойном состоянии сразу по окончании аккреции определяется остыванием коры – это позволяет тестировать её свойства и микрофизику

3 Рентгеновские транзиенты KS и MXB Cackett, et.al KS октябрь 1988 – февраль 2001 >12.5 лет аккреции средний поток (при аккреции) MXB октябрь 1976 – сентябрь 1978 апрель 1999 – сентябрь 2001 ~2.5 лет аккреции средний поток (при аккреции) Наблюдались в спокойном состоянии сразу после выключения аккреции CHANDRA; XMM-Newton

4 Кривая остывания KS Cackett et.al модель водородной атмосферы Экспоненциальная подгонка Измерена релаксация коры вплоть до равновесия с ядром Rutledge et.al => высокая теплопроводность в коре, усиленое нейтринное излучение в ядре

5 Модель глубокого прогрева коры аккреция -> сжатие вещества -> пикноядерные реакции Haensel & Zdunik 1990, 2007 Профиль температуры при глубоком прогреве суммарно Начальный (быстрый) этап релаксации определяется внешней корой Большая часть энергии идёт в ядро. Однако его подогрев незначителен (хотя не 0)

6 Скорость релаксации. Теплопроводность. временной масштаб тепловой диффузии GS – вещество в основном состоянии A – аккрецированная кора (изменение состава вследствие пикноядерного горения) lowнизкая теплопроводность (Brown, 2000) в аморфной коре (Jones, 2004 )

7 Скорость релаксации. Сверхтекучесть. временной масштаб тепловой диффузии Нейтронная сверхтекучесть подавляет теплоёмкость Gnedin, Yakovlev, Potekhin, 2001 Нейтронная сверхтекучесть Сильная – BCS модель Умеренная - учёт многочастичных эффектов (Wambach et.al. 1993) Сверхтекучесть ускоряет выход тепла из внутренней коры => увеличивает темп поздней релаксации коры

8 Параметры моделирования Подготавливается звезда с температурой поверхности 12.5 – летний нагрев постоянной мощности до 1 февраля 2001 Мощность определяется первой точкой Бόльшая масса => более тонкая кора => быстрее релаксация Модели звёзды Энергетика ограничена потоком массы APR EOS (Akmal, Pandharipande, Ravenhall 1998)

9 Результаты моделирования (a)– более тонкая кора – быстрее релаксация, нужно больше энергии (b)– релаксация медленнее, но энергии требуется меньше (c) – релаксация кора-ядро не прекратилась

10 Выводы Текущие наблюдения источника KS могут быть объяснены с помощью модели глубокого прогрева коры в рамках стандартной микрофизики нейтронной звезды. Наилучший сценарий: аккрецированная кора с нормальной теплопроводностью и нейтронной сверхтекучестью; достаточно массивная звезда (с тонкой корой); не слишком высокая нейтринная светимость в ядре. Модель аморфной коры приводит к слишком долгому остыванию. Прямой Urca процесс в ядре звезды приводит к слишком быстрому остыванию. Тепловая релаксация коры и ядра может быть не завершена.