ПЛАЗМЕННЫЕ ЭФФЕКТЫ В НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗДАХ

1. ПЛАЗМЕННЫЕ ЭФФЕКТЫ В НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗДАХ Д.Г. Яковлев Физико-технический институт им. А.Ф. Иоффе, С. Петербург • Введение • Основные плазменные параметры • Агрегатное состояние • Эволюция химического состава • Кинетика • Нейтринное излучение • Ядерные реакции • Заключение HEA, 25 декабря 2013 г.

2. ОСНОВНЫЕ СОАВТОРЫ: Д.А. Байко (ФТИ) М.В. Безногов (АУ) М.Е. Гусаков (ФТИ) H.E. De Witt (Livermore) А.Д.Каминкер(ФТИ) А.Ю. Потехин (ФТИ) П.С. Штернин (ФТИ) А.И. Чугунов (ФТИ) ВВЕДЕНИЕ ПЛАЗМЕННЫЕ ЭФФЕКТЫ: ОПРЕДЕЛЕНИЕ Плазменные эффекты: коллективные эффекты, обусловленные электромагнитным взаимодействием заряженных частиц

3. ВВЕДЕНИЕ НЕЙТРОННЫЕ ЗВЕЗДЫ. ЯДРО И ОБОЛОЧКА • Четыре основных слоя: • Внешняя оболочка • Внутренняя оболочка • Внешнее ядро • Внутреннее ядро • Основная загадка: • природа сверхплотного • вещества в ядре НЗ = • природа сильных • взаимодействий

4. ВВЕДЕНИЕ Нейтронные звезды: сильные и электромагнитные взаимодействия Главное взаимодействие частиц в веществе НЗ: сильное (EOS, M, R) • Электромагнитное взаимодействие и плазменные эффекты: • Играют вспомогательную роль (не влияют на M, R) • Становятся менее значимыми при увеличении плотности (поэтому особое внимание – оболочкам НЗ) • Заметно влияют на микрофизику вещества и наблюдательные • проявления НЗ (совершенно необходимы при моделировании НЗ) • Гораздо более определенны, чем эффекты сильного взаимодействия • Должны правильно учитываться при моделировании и интерпретации наблюдений(иначе наврешь!)

5. ОСНОВНЫЕ ПЛАЗМЕННЫЕ ПАРАМЕТРЫ Краткая справка Основное внимание – оболочке НЗ Внешняя оболочка – электроны(e)и ионы (атомные ядра)(A,Z)=(i) Внутренняя оболочка – (e), (i) + свободные нейтроны(n) Плазменные эффекты (в основном) (e)+(i) Электроны: (в основном) почти идеальные, сильно вырожденные и релятивистские (ферми-газ) Атомные ядра: газ, жидкость или кристалл Основные параметры вещества: плотность ρ, температура Т, состав Основной параметр электронов: импульс Ферми Основные плазменные параметры электронов: электронные плазменная частота и температура Фон: e (n)

6. ОСНОВНЫЕ ПЛАЗМЕННЫЕ ПАРАМЕТРЫ Плазменные параметры ионов Образование жидкости и кристалла – плазменные эффекты = параметр кулоновской неидеальности ионов = ионная плазменная частота и температура = переход газ --> жидкость = кристаллизация (Potekhin, Chabrier, 2000) = газ = сильнонеидеальные классические ионы = сильнонеидеальные квантовые ионы

7. ПЛАЗМЕННЫЕ ЭФФЕКТЫ И АГРЕГАТНОЕ СОСТОЯНИЕ Оболочка нейтронной звезды АГРЕГАТНОЕ СОСТОЯНИЕ Оболочка нейтронной звезды (схема) Поверх- ность АТМОСФЕРА Электроны, ионы, атомы ОКЕАН Электроны и ядра (кулоновская жидкость) ВНЕШНЯЯ КОРА Электроны и ядра (кулоновский кристалл) Нейтро- низация 4x1011 g/cc ВНУТРЕННЯЯ КОРА Электроны, нейтроны (сверхтекучие) и нейтронно-избыточные ядра (кристалл) Электроны, нейтроны и экзотические ядра (жидкий кристалл) МАНТИЯ(?) Оболочка- -ядро 1.5x1014g/cc ЯДРО

8. АГРЕГАТНОЕ СОСТОЯНИЕ Диаграмма плотность-температура для12C Переход к жидкости и кристаллу = проявление плазменных эффектов!

9. АГРЕГАТНОЕ СОСТОЯНИЕ Характерные температурыдля равновесного ядерного состава • Плазменные эффекты: • При малой плотности • ионы могут быть • жидкими • При высокой плотности • ионы образуют кристалл • Во внутренний оболочке • обычно кристалл • квантовый (T<<Tpi) • Почти во всей оболочке • T<<Tpeи фотоны • распространяться • не могут ВНЕШНЯЯ ОБОЛОЧКА ВНУТРЕННЯЯ ОБОЛОЧКА

10. АГРЕГАТНОЕ СОСТОЯНИЕ Теплоемкость оболочки НЗ Приложения: Остывание молодых НЗ Остывание НЗ с перегретой оболочкой (SXTs)

11. АГРЕГАТНОЕ СОСТОЯНИЕ KS 1731—260 • – thinner crust – fasterrelaxation, one needs moreenergy • – slower relaxation, but one needsless energy • – crust-core relaxation has not achieved yet Kvant, Sunyaev et al. (1990) D~7 kpc 1989=discovery (active) 12.5 yrs = active Jan. 21, 2001 = last active Feb. 7, 2001 = quiet Shternin et al. (2007)

12. ЭВОЛЮЦИЯ ХИМИЧЕСКОГО СОСТАВА Пример: НЗ в рентгеновском транзиенте с перегретой оболочкой Medin, Cumming (2013) XTE J1701-462 (NGC 6293, D=8.5 кпс) Последний активный период: июнь-сентябрь, 10 недель, 2012 г. Потом – спокойный период, наблюдения Swift+XMM-Newton IGR J17480-2446 (in Terzan 5, D=5.5 кпс) (пульсар, 11 Гц, + 0.8 MSUNкомпаньон) Активный период: 11 недель в 2010 г. Потом – спокойный период, наблюдения Chandra

13. ЭВОЛЮЦИЯ ХИМИЧЕСКОГО СОСТАВА Диффузионное разделение в океане нейтронной звезды Диффузионная скорость гравитационного разделения в океане смеси 1H-12C в океане НЗ g=2 x 1014 g/cm3, nH=nC Разные молекулярные веса Диффузионная скорость «кулоновского» разделения в океане смеси 4He-12C в океане НЗ g=2 x 1014 g/cm3, nHe=nC Одинаковые молекулярные веса A/Z=2 Beznogov, Yakovlev (2013)

14. КИНЕТИКА Кинетические коэффициенты в оболочке НЗ Фактически вся кинетика определяется плазменными эффектами Лучистая теплопроводность: выключается плазменными эффектами

15. КИНЕТИКА Пример: кинетика электронов } Электро- и теплопроводность вырожденных электронов } Эффективное время релаксации (может быть разное для тепло- и электропроводности) Эффективная частота столкновений при наличии нескольких механизмов рассеяния электронов (Matthiensenrule) } } Закон Видемана-Франца, справедлив при достаточно высокихT Рассеяние электронов на ионах Общая формула для времени релаксации Λei= обобщенный кулоновский логарифм, определяется эффектами плазменного экранирования — численно

16. КИНЕТИКА Пример: кинетика электронов, ее—рассеяние Нетривиальный эффект плазменного экранирования при ее—рассеянии из-за обмена поперечными плазмонами Heiselberg, Pethick (1993) – для кварковой плазмы Shternin, Yakovlev (2006)– для нейтронных звезд Штернин – диссер в 2008 г. } Электронная теплопроводность с учетомei иee столкновений Матричный элементee-рассеяния } Поперечная поляризационная функция отличается от продольной (делает экранирование динамическим), что усиливает роль ee—столкновений • Важностьee-столкновений: • НизкиеZ, релятивистские электроны,T >Tpe • Внутренняя оболочка, умеренные температуры

17. КИНЕТИКА Электронный перенос во внутренней и внешней оболочке Electric and and thermal conductivities of electrons in ground-state crust at lg T [K]=7 and 8. Dashed lines: point-like nuclei

18. НЕЙТРИННОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ Механизмы Нейтринное излучение быстро охлаждает горячее вещество - - • Нейтринные реакции подвержены плазменным эффектам: • Тормозное излучение – кулоновское столкновение – обобщенный • кулоновский логарифм • Распад плазмона – распадается электронный ленгмюровский • плазмон • Фотонейтрино: модифицированный распад плазмона

19. НЕЙТРИННОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ Зависимость от температуры и плотности Распад плазмона и фотонейтринные реакции резко подавленыпри T<Tpe

20. ЯДЕРНЫЕ РЕАКЦИИ в оболочках нейтронных звезд Рассмотрим реакцию слияния ядер: Z1 Z2 Обычная схема термоядерной реакции в нормальных звездах • В нейтронных звездах • очень важны плазменные эффекты: • Плазменное экранирование • уменьшает кулоновский барьер • и усиливает реакцию • Нулевые колебания ядер в кристалле • открывают пикноядерный режим • горения даже при Т=0. Nuclear interact. Coulomb barrier penetration

21. ЯДЕРНЫЕ РЕАКЦИИ Пять режимов реакции в НЗ вместо одного в обычных звездах Режимы горения углерода в оболочке НЗ

22. ЯДЕРНЫЕ РЕАКЦИИ Зависимость скорости ядерной реакции от температуры Gasques et al. (2005)

23. ЯДЕРНЫЕ РЕАКЦИИ Зависимость скорости ядерной реакции от плотности Gasques et al. (2005) tburn~0.1 s tburn~1075 yrs

24. ЯДЕРНЫЕ РЕАКЦИИ Где и как горит углерод Kravchuk and Yakovlev (2013) Линии, на которых время выгорания углерода постоянно Сплошные линии – с учетом плазменных эффектов Штриховые линии – без учета плазменных эффектов

25. ЯДЕРНЫЕ РЕАКЦИИ Поджиг12С в НЗ – сверхвспышки 12C—16O, 30% of 12C по массе НЗ: M=1.6 MSUN, R=10.8 km Зола от устойчивого горения H и He: 8% of 12C по массе 36% of 56Cr 8% of 57Co and 57Fe 6% of 58Ni; 5% of 60Ni,… Темп аккреции: 5x10-9 MSUN/yr Observational NS data: ~109 g cm-3 WDs: neutrino energy outflow NSs: thermal conduction

26. ЯДЕРНЫЕ РЕАКЦИИ Аккрецирующая звезда. Ядерные превращения • Реакции: • Бета-захваты • Поглощение/ • испускание • нейтронов • Пикноядерные • реакции

27. Aккреционная кора: начиная с56Fe (Haensel & Zdunik 2007) Пикноядерные реакции

28. РЕНТГЕНОВСКИЕ ТРАНЗИЕНТЫ – теория и наблюдения • Aql X-1 • 4U 1608-522 • RX J1709-2639 • KS 1731-260 • Cen X-4 • SAX J1810.8-2609 • XTE J2123-058 • 1H 1905+000 • SAX 1808.4-3658 Data collected by Kseniya Levenfish Kaon condensate Pion condensate Direct Urca

29. ЯДЕРНЫЕ РЕАКЦИИ Реакции с участием гамма-квантов Во многих реакциях образуются атомные ядра в возбужденных состояниях. В обычных условиях возбуждение снимается радиационным переходом – испусканием гамма-кванта. В плотной плазме ситуация сложнее: возникают 4 канала радиационных переходов (Shternin, Yakovlev, 2009). При ω<<ωpплазменные эффекты резко усиливают радиационные переходы!

30. ВЫВОДЫ • Сильные (ядерные) взаимодействия в НЗ важнее всего • и составляют главную загадку НЗ (модельно зависимы) • Электромагнитные взаимодействия (включая плазменные • эффекты) – вспомогательные, но рассчитываются • более надежно. Не учитывая их или учитывая неверно, • мы будем неверно интерпретировать наблюдения и • никогда не поймем сильные взаимодействия. Плазменные • эффекты нужно изучать, хотя они выглядят не • шибко интересно («третий сорт»). • НЗ – не самые лучшие лаборатории плазменных эффектов. • Самые лучшие – белые карлики. Физика плазменных эффектов • в НЗ и БК одинакова.

31. ПРИЛОЖЕНИЯ • Излучение с поверхности • Остывание изолированных НЗ • SXTs • Ядерное горение, рентгеновские • вспышки и сверхвспышки • Затухание магнитных полей • Генерация магнитных полей • Магнитары • Перенос МГД волнами • И пр. ЧТО НЕ РАССКАЗАНО • Плазменные эффекты в магнитосферах, атмосферах и • ядрах нейтронных звезд • Влияние на плазменные эффекты сильных магнитных полей • и ядерных взаимодействий (включая сверхтекучесть и • сверхпроводимость) ЧТО НЕ СДЕЛАНО • Очень много четко поставленных задач «третьего» сорта: • учет магнитного поля и сверхтекучести/сверхпроводимости, • примесей—дефектов, магнитгидродинамических эффектов • и пр.

33. Транзиенты с перегретой корой

34. АГРЕГАТНОЕ СОСТОЯНИЕ: МАНТИЯ НЗ Кулинарные ядерные кластеры Диапазон плотности: Толщина – несколько сот м, значительная доля массы Ravenhall, Pethick, Wilson (1983) Атомные ядра почти растворены в однородной ядерной материи. Кулоновские и поверхностные эффекты становятся особо важными. Некоторые модели ядерного взаимодействия предсказывают последовательность ядерных переходов к фазам несферических ядерных кластеров. Inverted cylinders (macaroni) Inverted spheres (Swiss cheese) Plates (lasagne) Spheres Rods Free neutrons Nuclear matter Density

35. BASIC PROPERTIES OF INNER CRUST Tasty nuclear clusters Oyamatsu (1993) Spheres 0.981 Cylinders crust 1.255 Density/ 1014 g cm-3 Plates 1.386 Invertedcylinders 1.430 Invertedspheres 1.441 Uniform nuclear matter core • Heated tasty nuclei may transforminto amorphous nuclear • structurescallednuclear pasta • The presence of tasty nuclei has almost no effect on EOS but • affects transport properties and neutrino emission mechanisms

36. NEUTRINO EMISSION OF NEUTRON STAR CRUST Electron-nucleus bremsstrahlung neutrino-pair emission Kaminker, Pethick, Potekhin, Thorsson, Yakovlev (1999)

37. ОСНОВНЫЕ ПЛАЗМЕННЫЕ ПАРАМЕТРЫ Различные состояния ионов (схема) Классическая сильно связанная кулоновская система Квантовая сильно связанная кулоновская система Газ