WWW.DISSERS.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА

   Добро пожаловать!

Московский Государственный Университет им. М.В. Ломоносова

На правах рукописи

Гвоздев Александр Александрович

Эффекты взаимодействия нейтрино с горячей замагниченной средой

01.04.02 – теоретическая физика

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Москва – 2011

Работа выполнена в Ярославском государственном университете им.

П.Г.Демидова.

Официальные оппоненты:

доктор физ.-мат. наук, профессор Борисов Анатолий Викторович доктор физ.-мат. наук, ведущий научный сотрудник Блинников Сергей Иванович доктор физ.-мат. наук, профессор, главный научный сотрудник Кураев Эдуард Алексеевич

Ведущая организация:

Петербургский Институт Ядерной Физики им. Б.П. Константинова РАН.

Защита состоится « » 2011 г. в часов на заседании диссертационного совета Д 501.002.10 при Московском государственном университете им. М.В.Ломоносова, расположенном по адресу: Москва, ГСП-1, Ленинские горы, МГУ.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке физического факультета МГУ.

Автореферат разослан « » 2011 г.

Отзывы и замечания по автореферату в двух экземплярах, заверенные печатью, просьба высылать по вышеуказанному адресу на имя ученого секретаря диссертационного совета.

Ученый секретарь диссертационного совета, доктор физ.-мат. наук, доцент Грац Ю.В.

Общая характеристика работы

Актуальность работы.

В настоящее время исследование нейтринных процессов в сильном магнитном поле и плотной горячей плазме — одно из интенсивно развиваемых разделов космофизики. Интерес к данной тематике, в частности, связан с численным расчетом асимметричного взрыва сверхновой с коллапсом центральной части, прежде всего, в магниторотационной модели взрыва [1]. В этой модели напряженность магнитного поля в областях оболочки сверхновой с сильной магниторотационной неустойчивостью может достичь значений B 1016 Гс за типичные времена в несколько секунд [2].

Вследствие нарушения P -четности в процессах нейтринного излучения остатка взрыва с сильным магнитным полем, формирующемуся пульсару может быть передан существенный импульс вдоль вектора напряженности магнитного поля. Идея о связи асимметрии вылета нейтрино с аномально большими скоростями пульсаров, высказанная в работе [3], интенсивно развивалась в различных аспектах в последующих исследованиях.

Впервые импульс, переданный от нейтрино среде в -процессах, был вычислен в работах [4, 5]. В дальнейшем была оценена передача импульса в нейтрино-электронных и фото-нейтринных процессах рождения нейтринной пары на ядрах и нуклонах среды. В частности, в работе [6] было отмечено, что переданный импульс при равных напряженностях магнитного поля зависит не только от типа нейтринной реакции, но и от химического состава, плотности и температуры среды. Отметим, что в указанных выше работах учитывались лишь реакции излучения нейтрино, тогда как при вычислении избыточного импульса в плотной оболочке сверхновой с сильным магнитным полем важно учесть и кроссинг–процессы поглощения нейтрино, что существенно уменьшает избыточный импульс. Более того, при учете реакций поглощения нейтрино величина и направление этого импульса зависят не только от параметров среды, но и от параметров локальной функции распределения нейтрино, описывающей нейтринный поток. Таким образом, при вычислении избыточного импульса локальные значения температуры и химических потенциалов частиц среды должны определяться согласованно, с учетом интенсивности процессов переизлучения нейтрино. Решение этой задачи важно для моделирования магниторотационного взрыва сверхновой, поскольку позволяет корректно оценить как нейтринные динамические эффекты, так и их влияние на генерацию магнитного поля во внутренней плотной оболочке сверхновой [7].

Другими астрофизическими объектами, у которых предполагается наличие сильного магнитного поля, являются две родственные по наблюдательным данным группы одиночных нейтронных звезд — источники мягких повторяющихся гамма-всплесков (Soft Gamma-ray Repeaters – SGR) и аномальные рентгеновские пульсары (Anomalous X-ray Pulsars – AXP). Если считать, что основная потеря вращательного момента этих звезд происходит за счет магнитодипольного излучения, то напряженность магнитного поля на их поверхности должна составлять B0 1014 - 1015 Гс [8]. Для описания наблюдательных данных была предложена магнитарная модель [9], в рамках которой исследовались рентгеновское и гамма-излучение SGR как в "спокойном" состоянии [10], так и в период гигантских вспышек [11]. В гигантских вспышках SGR за типичные времена t 100 сек излучается громадная энергия E 1044 - 1046 эрг [8]. Предполагается, что источник такой энергии – электрон–позитронная плазма (файербол), удерживаемая сильным магнитным полем звезды [11]. Доминирующие потери энергии этой горячей плазмы – потери на нейтринное излучение. Следовательно, требуется механизм, обеспечивающий подавление процессов нейтринного остывания. В роли такого механизма может выступать сильное магнитное поле, в присутствии которого потери плазмы на нейтринное излучение существенно подавляются. Детальный анализ нейтринного остывания файербола позволяет получить новое ограничение на напряженность магнитного поля магнитара.

Происхождение космологических гамма–всплесков Gamma-Ray Burst (GRB) – одна из ключевых нерешенных проблем астрофизики. В последние годы была обнаружена и интенсивно изучалась корреляция между сильно асимметричными взрывами группы сверхновых типа I b/c и GRB. В связи с этим, важна задача о вычислении эффективности преобразования энергии основного нейтринного потока в энергию сильно сколлимированной плазмы, которая излучает GRB при последующем адиабатическом расширении в области своей прозрачности [12]. Эффективность порядка процента достаточна для производства GRB со светимостью LGRB 1050 - 1051 эрг/сек. Другим потенциальным источником GRB может быть мощный нейтринный "ветер" с внутренней, наиболее горячей области аккреционного диска керровской черной дыры при "несостоявшемся" взрыве сверхновой [13]. Поскольку и оболочка сверхновой, и достаточно вязкий замагниченный диск керровской черной дыры могут обладать сильным магнитным полем с напряженностью B 1015 Гс [14], процессы , e+e- не только открыты кинематически, но и могут быть существенным дополнительным источником производства плазмы. В рамках магниторотационной модели взрыва сверхновой, те же процессы , e+e- могут быть важными источниками нейтринного подогрева ударной волны. Для оценки эффективности подогрева в этой задаче необходимо вычислить энергию и энтропию, приходящиеся на нуклон среды фронта ударной волны.

Таким образом, проблема исследования возможных эффектов, возникающих при излучении и поглощении нейтрино горячей сильно замагниченной средой, является актуальной.

Цель диссертационной работы состоит в теоретическом исследовании нейтринных процессов в плотной горячей среде с учетом сильного магнитного поля и приложении полученных результатов к изучению физических процессов в конкретных астрофизических объектах.

В диссертации исследуются urca–процессы (первая глава) и рассеяние нейтрино на нуклонах (вторая глава) в условиях плотной горячей сильно замагниченной среды оболочки сверхновой, процессы аннигиляции электрон–позитронной пары в пару нейтрино и нейтринного синхротронного излучения электроном (позитроном) (четвертая глава), процессы рождения одиночным нейтрино гамма–кванта и электрон–позитронной пары (пятая глава) в условиях горячей электрон–позитронной плазмы в магнитном поле. Такие интегральные величины, как коэффициенты абсорбции и эмиссии нейтрино, вероятности распадов и скорости реакций, 4–импульс, переданный в реакции элементу объема среды в единицу времени, вычислялись с использованием стандартных теоретико–полевых методов расчета во внешних полях.

Детальный анализ этих интегральных величин позволяет изучить динамические эффекты, индуцированные взаимодействием нейтринного потока с сильно замагниченной средой оболочки сверхновой или коллапсара, а также получить новую оценку на напряженность магнитного поля SGR.

Научная новизна. В условиях плотной оболочки сверхновой с сильным магнитным полем исследуются urca–процессы переизлучения электронных нейтрино (антинейтрино). Впервые вычислены коэффициенты абсорбции и эмиссии (анти)нейтрино как для умеренно релятивистской, так и для ультрарелятивистской электрон–позитронной компоненты среды. При использовании неравновесной функции распределения нейтрино вычислены скорость и 4–импульс, передаваемый от нейтрино среде в произвольном по направлению магнитном поле в каждом urca–процессе.

Полученные выражения для скоростей процессов поглощения нейтрино позволяют определить среднюю длину пробега электронного (анти)нейтрино e(e), тогда как компоненты 4–импульса определяют энергию, переданную элементу среды, и избыточный импульс, возникающий в urca–процессах вдоль направления магнитного поля.

Впервые вычислен избыточный импульс вдоль направления магнитного поля в доминирующем процессе рассеяния нейтрино на нейтронах оболочки сверхновой. Показано, что избыточный импульс пропорционален степени поляризации нуклонов mN = gNeB/mNT.

Впервые при заданных распределениях плотности и напряженности магнитного поля определяются остальные локальные параметры среды оболочки сверхновой (температура, параметр Y химического состава, химпотенциал электронов), которые устанавливаются в urca–процессах переноса энергии.

На стадии Кельвина–Гельмгольца прохождения основного нейтринного потока (несколько секунд после коллапса ядра предсверхновой) устанавливается квазистационарный режим испускания нейтрино [15]. Показано, что в этом случае во внутренней полупрозрачной для нейтрино области оболочки реализуются условия квазиравновесия среды и нейтринного излучения (кинетическое и тепловое равновесие в urca–процессах переизлучения нейтрино).

Вместе с условием электронейтральности среды, условия квазиравновесия определяют параметры среды.

Впервые в условиях квазиравновесия оценивается плотность силы вдоль направления магнитного поля в urca–процессах и процессе рассеяния нейтрино на нейтронах. Показано, что эта избыточная плотность силы существенно меньше вычисленной ранее с учетом только реакций излучения нейтрино [4, 5] и направлена по вектору напряженности магнитного поля. Показано, что, несмотря на малость степени поляризации нуклонов, плотность силы в реакциях рассеяния и в urca–процессах одного порядка по величине, эти силы сонаправлены и в сумме достаточно большие, чтобы существенно повлиять на динамику оболочки сверхновой. Исследуется влияние этой силы на генерацию тороидального магнитного поля в оболочке и показано, что в случае глобального тороидального поля эта сила может привести к одностороннему (в одном из полушарий протозвезды) магниторотационному взрыву.

В рамках магнитарной модели гигантской вспышки SGR впервые исследуется нейтринное остывание файербола, удерживаемого сильным магнитным полем магнитара, во всех значимых процессах рождения нейтрино электрон–позитронной плазмой. Показано, что доминирующий вклад в нейтринную светимость такой плазмы в сильном магнитном поле дают процессы аннигиляции электрон-позитронной пары в пару нейтрино и нейтринного синхротронного излучения электрона (позитрона). На стадии долговременного мягкого рентгеновского излучения гигантских вспышек SGR 0526-66, SGR 1806-20 и SGR 1900+14 рассчитаны нейтринные потери энергии файербола. Показано, что плазма может излучить радиационную энергию, наблюдаемую в гигантской вспышке SGR, лишь в присутствии сильного магнитного поля, подавляющего ее нейтринные потери. Получено нижнее ограничение на напряженность магнитного поля, которое оказалось больше, чем верхний предел, следующий из оценки магнито-дипольных потерь анализируемых магнитаров. Таким образом, объяснение наблюдаемого энерговыделения в гигантских вспышках SGR в магнитарной модели является проблемой.

Впервые получены общие выражения для амплитуды процесса в случае реального фотона обыкновенной и необыкновенной моды в сильном магнитном поле. С использованием полученных амплитуд, впервые вычислены вероятности в пределе нейтрино высоких энергий и в пределе сильного магнитного поля. В последнем случае вычислена важная для астрофизических приложений величина – потеря энергии и импульса на одно нейтрино при переходе . С использованием дисперсионных соотношений, впервые вычислены вероятность и потери энергии на одно нейтрино в процессе e+ e- в пределе высоких энергий у нейтрино.

Впервые оцениваются энергия и импульс, переданные от нейтрино в реакциях , e+ e- в случае сильно несимметричного взрыва сверхновой. При эффективной передаче энергии и импульса рассматриваемые процессы могут быть дополнительным источником производства GRB в магниторотационной модели взрыва сверхновой.

Впервые оценивается эффективность рождения электрон–позитронных пар аккреционным диском керровской черной дыры с сильным магнитным полем в процессе e+ e-. При этом предполагается, что нейтрино излучаются из объема внутренней, наиболее горячей части диска. Такой процесс, вместе с реакцией аннигиляции e+ e-, может быть дополнительным источником производства GRB керровской черной дырой с сильно замагниченным диском.

Впервые оценивается переданная в процессе e+ e- энергия, приходящаяся на нуклон среды ударной волны. Данная реакция может быть дополнительным источником подогрева ударной волны при магниторотационном взрыве сверхновой.

Практическая значимость работы заключается в следующем:

В работе в рамках модели магниторотационного взрыва сверхновой [1, 2] вычислена локальная плотность силы, возникающая при переизлучении нейтрино в области частичной прозрачности. На основе громоздких аналитических выражений получены простые апроксимационные формулы, справедливые в магнитном поле произвольной напряженности, которые могут быть использованы в двумерном коде магниторотационного взрыва сверхновой.

В работе в рамках магнитарной модели гигантской вспышки SGR [11, 16] детально учтены нейтринные потери файербола и показано, что данная модель слишком примитивна, чтобы объяснить наблюдаемую энергию излучения файербола в гамма-квантах в период гигантской вспышке SGR. В настоящее время магнитарная модель интенсивно развивается [17–19], однако, стадия гигантской вспышки в рамках усовершенствованной модели пока не исследовалась. Проблема с дефицитом энергии фотонного излучения указывает на необходимость моделирования стадии гигантской вспышки SGR с корректным учетом потери энергии файербола на нейтринное излучение.

В диссертации исследовано влияние магнитного поля на нейтринные процессы рождения плазмы в замагниченном диске керровской черной дыры и замагниченной среде ударной волны сверхновой. Показано, что при моделировании процессов рождения плазмы нейтринным потоком в данных астрофизических объектах влиянием магнитного поля напряженностью B 1015 Гс можно пренебречь.

На защиту выносятся следующие основные результаты и положения:

1. Исследованы urca–процессы в плотной и горячей среде, состоящей из нуклонного, электрон-позитронного и фотонного газов в присутствии сильного постоянного однородного магнитного поля. В предположении, что протонный газ – больцмановский, а электроны и позитроны заполняют лишь основной уровень Ландау, вычислены коэффициенты абсорбции и эмиссии электронных (анти)нейтрино во всех urca–процессах. В случае релятивистского электрон–позитронного газа, для каждой urca–реакции вычислены скорость процесса а также энергия и импульс, переданные от нейтрино единичному объему среды в единицу времени, как функции параметров среды, параметров нейтринного потока и напряженности магнитного поля.

2. В плотной горячей сильно замагниченной нуклонной среде исследован процесс рассеяния (анти)нейтрино всех ароматов на нейтроне. Вычислен импульс, переданный в реакции от (анти)нейтрино единичному объему среды в единицу времени вдоль направления магнитного поля, как функция от степени поляризации нейтронов mN, параметров нейтринного потока и среды. Показано, что, несмотря на малость степени поляризации нейтронов mN, переданный в данной реакции импульс того же порядка, что и в urca–процессах.

3. Из условия квазистационарности нейтринного потока (так называемая, стадия Кельвина–Гельмгольца взрыва сверхновой) следует квазистационарность среды оболочки. В отличие от детального равновесия, оно заключается в требовании термального и химического равновесия единичного объема среды при прохождении через нее нейтринного потока. При заданных плотности среды, напряженности магнитного поля и локальных параметрах нейтринного потока, совместно с условием электронейтральности среды, численно решены уравнения квазиравновесия в доминирующих urca–процессах переизлучения нейтрино и определены основные локальные характеристики: температура, параметр химического состава, химический потенциал электронного газа.

4. В условиях квазиравновесия получены аналитические выражения для плотности силы, возникающей при переизлучении нейтрино оболочки сверхновой. Показано, что в этих условиях происходит сильная компенсация плотности силы в процессах поглощения и излучения нейтрино вдоль направления магнитного поля. Показано также, что плотности сил в urca–процессах и в процессе рассеяния одного порядка и направлены по вектору напряженности магнитного поля. Показано, что в сильном магнитном поле напряженности B 1016 Гс она достаточно велика, чтобы за секунды значительно изменить распределение скоростей в оболочке. Таким образом, эта плотность силы должна быть учтена, как существенный эффект, при моделировании магниторотационного взрыва сверхновой.

5. В рамках магнитарной модели гигантской вспышки SGR детально изучены все значимые процессы нейтринных потерь файербола, порождающего также долговременное рентгеновское излучение на стадии LT.

Показано, что доминирующий вклад в нейтринное остывание файербола вносит, помимо реакции e+e- , также и процесс синхротронно го излучения e± e± + , которым ранее пренебрегали. Из анализа нейтринного остывания известных гигантских вспышек SGR получено новое нижнее ограничение на напряженность магнитного поля этих нейтронных звезд. Оно однозначно указывает на несостоятельность магнитарной модели при объяснении энерговыделения на стадии долговременного рентгеновского излучения гигантской вспышки SGR.

6. Вычислены полная вероятность и потери энергии на одно нейтрино в процессе как в пределе сильного магнитного поля, так и в пределе высоких энергий у нейтрино. В важном в астрофизических приложениях пределе высоких энергий нейтрино вычислены полная вероятность и потери энергии на одно нейтрино в процессе e+e-. Изучалась эффективность рождения плазмы в процессах , e+e-, как возможных источниках космологического гамма–всплеска. Показано, что в случае, когда остаток коллапса – нейтронная звезда, необходимая для генерации GRB эффективность рождения плазмы в данных реакциях достигается лишь в пределе сверхсильного магнитного поля напряженности B 1017 Гс. В случае, когда остаток коллапса – керровская черная дыра с сильно замагниченным диском (B 1015 Гс) и скоростью аккреции массы 0.1M/сек, эффективность рождения плазмы в указанных процессах не превышает десятых долей процента, что недостаточно для производства GRB.

7. В рамках магниторотационного взрыва сверхновой впервые вычислена энергия на нуклон, передаваемая от нейтрино среде ударной волны в процессе e+e-. Показано, что даже в случае сильных магнитных полей B 1015 Гс, которые могут генерироваться магниторотационной нестабильностью в среде ударной волны, механизм подогрева за счет рассмотренного процесса неэффективен.

Апробация работы. Основные результаты диссертации неоднократно представлялись лично автором в виде устных докладов на многих российских и международных конференциях, школах и семинарах.

В их числе:

1. Научные конференции Отделения ядерной физики РАН "Физика фундаментальных взаимодействий" (Москва, 1992-2010).

2. Конференции "Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра" (HEA) (Москва, 2001-2010).

3. Международные семинары "Кварки-1994" (Владимир), "Кварки-1996" (Ярославль), "Кварки-1998" (Суздаль), "Кварки-2000" (Пушкин), "Кварки-2002" (Новгород), "Кварки-2004" (Пушкинские Горы), "Кварки-2006" (Репино), "Кварки-2008" (Сергиев Посад).

4. Конференции "Физика нейтронных звезд" (С.-Петербург, 1999, 2001, 2005, 2008, 2011).

5. 5 Ломоносовская конференция "Элементарные частицы и внешние поля" (Ярославль, 1992).

6. Международный симпозиум "Сильные магнитные поля в нейтринной астрофизике" (Ярославль, 1999).

7. "Всероссийские Астрономические Конференции" (ВАК) (С.-Петербург, 2001; Москва, 2004; Казань, 2007).

8. Международная мемориальная конференция "Астрофизика и космология после Гамова - теория и наблюдения" (Одесса, 1999).

9. Международная конференция "Particles in cosmology" (Гамбург, Германия, 2004).

10. Международная конференция "Dark matter at the crossroads" (Гамбург, Германия, 2008).

11. Зимние школы ПИЯФ по теоретической физике (Репино, 2000, 2001, 2006, 2010).

Семинары с докладами автора по различным вопросам, представленным в диссертации, проходили на кафедре теоретической физики МГУ, кафедре теоретической физики Ярославского госуниверситета, ГАИШ МГУ, АКЦ ФИРАН, ИКИ РАН, ОИЯИ (Дубна), ФТИ им. Иоффе (С.-Петербург), ПИЯФ им. Б.П. Константинова РАН (Гатчина).

Публикации. Результаты по теме диссертации были опубликованы в 16 статьях в рецензируемых журналах и 6 материалах конференций.

Личный вклад автора. Все результаты и положения, выносимые на защиту в пунктах (1)-(5) диссертации, получены лично автором. Результаты, содержащиеся в пятой главе диссертации, частично получены автором.

Часть результатов этой главы, выносимая на защиту в положениях (6) и (7), получена лично автором.

Структура и объем диссертации. Диссертация состоит из введения, 5 глав, заключения и библиографии. Общий объем диссертации 243 страницы, из них 217 страниц текста, включая 11 рисунков. Библиография включает 227 наименований на 25 страницах.

Содержание работы Во Введении обоснована актуальность исследования эффектов взаимодействия нейтрино с плотной горячей сильно замагниченной средой, сделан обзор литературы по данной тематике, сформулированы цель работы и охарактеризованы основные методы исследования. Кратко изложено содержание глав диссертации.

Первая глава посвящена исследованию urca-процессов переизлучения электронных (анти)нейтрино в условиях плотной оболочки сверхновой с сильным магнитным полем. Во введении к первой главе сделан исторический обзор по исследованию -процессов как в случае пренебрежения влиянием магнитного поля, так и с учетом влияния сильного магнитного поля. Во втором параграфе обсуждаются физические предположения о параметрах среды внутренней оболочки сверхновой и нейтринного потока при магниторотационном взрыве сверхновой. Рассматривается область оболочки, в которой параметры среды и напряженность магнитного поля B связаны соотношениями:

mp T eB µ2, T m2, (1) e где T - температура среды, µe - химический потенциал электронов, mp, m массы протона и электрона, e > 0 - элементарный заряд. Это условие означает, что электроны и позитроны среды занимают только основной уровень Ландау, тогда как протоны - много уровней. Вводится неравновесная функция распределения нейтрино, хорошо согласующаяся с численным моделированием распространения нейтрино в оболочке сверхновой. Обсуждаются условия, при которых данная функция применима для описания процессов переизлучения нейтрино в магниторотационной модели взрыва сверхновой. В третьем параграфе при условии, что электроны (позитроны) среды занимают лишь основной уровень Ландау, вычисляется квадрат S - матричных элементов urca-процессов. В четвертом параграфе вводятся основные интегральные величины, определяющие нейтринные динамические эффекты и средние длины пробега электронных (анти)нейтрино. Удобной интегральной величиной является коэффициент абсорбции нейтрино:

|Sif|2 K = fi(1 - ff)dnidnf, (2) T i=, f i, f через который, в свою очередь, определяются скорость реакции и переданный 4-импульс от нейтрино единичному элементу среды в единицу времени. Здесь |Sif|2/T - квадрат S-матричного элемента процесса в единицу времени, fi (ff) и dni (dnf) - функции распределения и элементы фазового объема начальных, конечных частиц, условие (i = ) означает суммирование по всем начальным состояниям, кроме нейтринного. При выполнении условия (1), а также при условии больцмановского распределения протонов, получены коэффициенты абсорбции нейтрино во всех реакциях поглощения. Особенно простой вид они имеют в случае ультрарелятивистского электрон-позитронного газа:

( ) e G2 e(-µ )/T 2 K = eBNn (1 + 3ga) + (1 - ga) cos , (3) e 2 e(-µ )/T + ( ) G2 e(+µ)/T 2 K = eBNn (1 + 3ga) + (1 - ga) cos , (4) e 2 e(+µ )/T + где K, K - полные коэффициенты абсорбции для нейтрино (антинейтрино), - угол между напряженностью магнитного поля и импульсом нейтрино, µ = µe + µp - µn, µe, µp, µn - химические потенциалы электронов, протонов, нейтронов, соответственно, ga 1, 26 - аксиальная константа заряженного нуклонного тока, Nn - концентрация нейтронов, G = GF cos c, GF - константа Ферми, c - угол Кабиббо.

Получены выражения для скорости и плотности нейтринной силы в каждой urca-реакции. Мы выписываем ниже лишь частное выражение для суммарной плотности силы вдоль направления магнитного поля в случае ультрарелятивистского электронного газа и чисто тороидального магнитного поля:

[ Gurca 4 F = eBNBT (ga - 1) Y (3 < 2 > -1)I3(a) + (1 - Y ) (5) 24[ ] ] 1 (ga - 1) dQ dQ (3 < 2 > -1)I3(-a) - (1- < 2 >) + (1- < 2 >), 2 (3ga + 1) dt dt где In(a) = xn(ex-a + 1)-1dx, < 2 >= ( 2f,d3k)( f,d3k)-1 , средний квадрат косинуса угла между вектором напряженности и импульсом нейтрино, NB - концентрация нуклонов, Y = Np/NB - параметр химического состава нуклонной среды, a = µe/T. Легко увидеть, что плотность силы отлична от нуля либо в случае анизотропного распределения нейтрино по углам (< 2 > -1/3 = 0), либо при передаче энергии в процессах переиз лучения нейтрино (dQ/dt = 0). Малость этих величин в условиях оболочки сверхновой определяет малость избыточной плотности силы, возникающей при переизлучении нейтрино.

Во второй главе диссертации обсуждается процесс рассеяния нейтрино на нуклонах среды. При вычислении скорости процесса, которая определяет средние длины пробега нейтрино сорта µ, , и переданного импульса пренебрегалось влиянием магнитного поля на волновую функцию протона. Данное предположение базируется на том, что при условии (1) влияние магнитного поля на волновую функцию протона мало. Получены общие выражения для плотности силы в сильном магнитном поле произвольной по направлению напряженности. Мы приводим лишь суммарный доминирующий вклад в плотность силы от нейтрино и антинейтрино сорта µ, в поле тороидальной конфигурации:

G2 eB sc F F = - NNNgN CvCa < 3 > (< 2 > -1/3), (6) mNT где Cv, Ca - векторная и аксиальная константы нейтрального нуклонного тока n n p p (Cv = -1/2, Ca -0.91/2 для нейтронов, Cv = 0.07/2, Ca = 1.09/2 для протонов), gN - магнитный фактор нуклона (gn -1.91 для нейтрона, gp 2.для протона), NN, N - концентрации нуклонов и нейтрино, mN - масса нуклона. Из данного выражения легко увидеть, что плотность силы отлична от нуля при анизотропном распределении нейтрино (< 2 > -1/3 = 0) и про порциональна степени поляризации нуклона mN. Нетрудно также увидеть, что рассеяние нейтрино на протонах сильно подавлено двумя факторами:

p малостью концентрации протонов в оболочке и малостью Cv.

В третьей главе диссертации самосогласованно определяются параметры сильно замагниченной среды оболочки сверхновой. Во втором параграфе обосновывается вид функции распределения нейтрино f(, r, ) и применимость условий квазиравновесия на стадии Кельвина-Гельмгольца взрыва сверхновой:

np = pn, (7) dQ dQurca = 0. (8) dt dt Вместе с условием электронейтральности, они позволяют при заданных плотности среды и напряженности магнитного поля B, а также параметрах нейтринного излучения N(r), < (r) >, < 2(r) >, T определить локаль ные температуру T (r), параметр химического состава среды Y (r) и химический потенциал электронов µe(r). В диссертации использовались значения нейтринных параметров, полученные в работе [20] при численном решении уравнений Больцмана в модели центрально-симметричного коллапса. В третьем параграфе главы в условиях квазиравновесия оценивается плотность нейтринной силы вдоль направления магнитного поля в доминирующем процессе рассеяния нейтрино аромата µ, на нейтронах и в urca-процессах переизлучения. Как следует из формул (5), (6), при выполнении условий (7), (8):

( )sc F 4CvCa I5(µ/T) T T - gn, (9) urca F ga - 1 I3(a) mN T откуда следует, что эти плотности силы сонаправлены (gn -1.91) и одного порядка величины, несмотря на малость отношения T/mN. С этим утверждением согласуются и численные оценки плотности силы, полученные в четвертом параграфе:

( ) ( ) B urca F 3.3 · 1020 дин/см3, (10) 4 · 1016Гс 1012г/см( ) ( ) B sc F 2.7 · 1020 дин/см3. (11) 4 · 1016Гс 1012г/смВ случае, когда магнитное поле генерируется по магниторотационному механизму, время существенного изменения распределения угловых скоростей в оболочке за счет суммарной нейтринной силы составляет ( )-1/B 4сек, (12) 1013Гс где B0 - напряженность начального полоидального магнитного поля. Так как это время сравнимо со временем основного нейтринного излучения сверхновой ( 10 сек), то рассматриваемый эффект способен существенно влиять на динамику оболочки и генерацию в ней вторичного тороидального магнитного поля и должен быть учтен при моделировании магниторотационного взрыва сверхновой.

Четвертая глава посвящена изучению потерь энергии на нейтринное излучение горячей (T 1 МэВ) электрон-позитронной плазмой в сильном (1015 B 1016 Гс) магнитном поле. Задача имеет важное астрофизическое приложение, поскольку ее результаты используются для анализа скорости нейтринного охлаждения электрон-позитронной плазмы на стадии долговременного излучения (LT) гигантской вспышки SGR. В магнитарной модели гигантской вспышки [11, 16] горячая невырожденная плазма (файербол) удерживается над поверхностью нейтронной звезды сильным магнитным полем.

Файербол излучает рентгеновские гамма-кванты со своей поверхности, тогда как нейтрино - из объема. Авторы магнитарной модели пренебрегали нейтринными потерями энергии файербола, поскольку полагали, что они существенно подавляются сильным магнитным полем. При анализе нейтринных потерь ими использовалось известное [21] выражение для нейтринной светимости в процессе аннигиляции e+e- в асимптотике сильного магнитного поля eB T m2:

(3) C+ Q(B) = G2 m2 eB T, (13) A 483 F ( ) 2 2 где C+ = Cv + Ca 1.675, Cv и Ca – векторные и аксиальные констанi i i i i ты лептонного электрослабого тока, (x) – дзета-функция Римана. В данной главе показано, что даже в сильном магнитном поле с указанными выше напряженностями нейтринные светимости в доминирующих процессах аннигиляции и нейтринного синхротрона e e существенно превышают асимп тотическую (13). Таким образом, в магнитарной модели гигантской вспышки SGR необходимо учитывать потери энергии файербола на нейтринное излучение из объема. При вычислении нейтринных светимостей применялась техника матрицы плотности заряженной спинорной частицы в постоянном однородном магнитном поле, подобная технике вычисления фейнмановских диаграмм в вакууме. Во втором параграфе для описания спиновых свойств частицы использовалась проекция оператора магнитной поляризации спина µ на направление магнитного поля [23]:

[ ] µ3 = m3 + 2 P, (14) где - оператор дираковского спина, P = p - eA, p - оператор кинематиче ского импульса, - знак заряда, 0 -iI 2 =. (15) iI Получено инвариантное выражение n,s(p) матрицы плотности поляризованного состояния заряженной спинорной частицы (с собственными значениями s = ±1 оператора (14)) во внешнем магнитном поле в импульсном представлении. В третьем параграфе показано, как в данном формализме вычислить квадрат S-матричного элемента одновершинных нейтринных процессов и 4-импульс нейтринного излучения из единицы объема среды в единицу времени. Нулевой компонентой этого 4-импульса является нейтринная светимость процесса. В четвертом параграфе вычисляются нейтринные светимости релятивистской электрон-позитронной плазмы в процессах e+e- , e e. Особое внимание уделено сильному магнитному полю напряженно сти 1015 B 1016 Гс. Показано, что выражения для нейтринных светимостей в таком поле хорошо согласуются с интерполяционными формулами, полученными ранее в работах [21], [22], и существенно превышают асимптотическую (13). В пятом параграфе обсуждается нейтринное остывание файербола во всех значимых нейтринных процессах. Показано, что в сильном магнитном поле доминирует не только процесс аннигиляции, но также и процесс нейтринного синхротрона, который ранее не учитывался. В шестом параграфе из анализа потерь энергии файербола на нейтринное излучение получено новое нижнее ограничение на напряженность магнитного поля SGR.

Без нарушения общности, файербол моделировался в виде части шара радиуса R0, центр которого находится на поверхности магнитара. Распределение параметров плазмы предполагалось сферически-симметричным, так же, как и в работе [16]. В численных расчетах были использованы следующие распределения температуры и напряженности магнитного поля внутри файSGR 0526-66 SGR 1806-4 3 2 1 0 1.5 2.0 2.5 3.0 1.5 2.0 2.5 3. Рис. 1.

ербола:

t(z) = t0 (1 + z), (16) b(z) = b0 (1 + z), (17) где z = r/R0 – расстояние от центра файербола в единицах его радиуса, t = T/m и b = eB/m2 – безразмерные температура и напряженность магнитного поля. Значения параметров распределений t0, b0, , позволяют полностью описать нейтринное излучение.

Важным параметром задачи является отношение = Etot/ELT, где Etot - полная энергия релятивистской плазмы файербола, ELT - наблюдаемая энергия, излученная файерболом в гамма-квантах на стадии LT гигантской вспышки SGR. При больших нейтринное излучение слишком мощное и требуются очень сильные магнитные поля, чтобы его подавить. При малых у плазмы может не хватить энергии, чтобы обеспечить наблюдаемое радиационное излучение.

На рис. 1 и 2 показаны полученные зависимости t0(), b0(), соответствующие нейтринному остыванию SGR 0526-66 и SGR 1806-20 на стадии LT гигантских вспышек. На приведенных графиках сплошной линии соответствует = -1/2, штриховой = 0, штрихпунктирной - асимптотические нейтринные потери (13) при = -1/2. Для параметра выбиралось значеt t SGR 0526-66 SGR 1806-700 7600 6500 5400 4300 3200 2100 10 1.5 2.0 2.5 3.0 1.5 2.0 2.5 3. Рис. 2.

ние = -3, что соответствует дипольной конфигурации магнитного поля, а радиус файербола R0 = 10 км. Как видно из приведенных графиков, функция b0() имеет минимум, который и определяет нижнее ограничение b(min) на напряженность магнитного поля магнитара. Новые нижние ограничения на напряженность магнитного поля магнитаров в сравнении с верхним ограничением из оценки их магнито-дипольных потерь могут быть представлены в следующем виде:

(min) -3 -SGR 0526-66: B0 2 R10 1016 Гс, BMD 2 R10 1015 Гс; (18) (min) -3 -SGR 1806-20: B0 R10 1016 Гс, BMD (2 - 6) R10 1015 Гс; (19) (min) -3 -SGR 1900+14: B0 R10 1016 Гс, BMD (2 - 3) R10 1015 Гс. (20) Здесь R10 = R0/10 км, R10 = RNS/10 км, R0 - радиус файербола, RNS - радиус нейтронной звезды. Таким образом, при естественном условии R0 RNS (на стадии LT гигантских вспышек SGR наблюдается модуляция рентгеновского излучения периодом вращения звезды), магнитарная модель [11, 16] не в состоянии обеспечить наблюдаемое в рентгене энерговыделение на стадии LT анализируемых гигантских вспышек. Эта проблема однозначно указывает на необходимость моделирования гигантской вспышки SGR в усовершенствованной модели магнитара [18, 19] с корректным учетом потери энергии файербола на нейтринное излучение.

b b В пятой главе диссертации исследуются процессы , ee в сильном магнитном поле. Эти процессы, при условии достаточно большой вероятности, могут внести существенный вклад в производство космологических гамма-всплесков (GRB). В целях такого приложения, во втором параграфе получены простые аналитические выражения для амплитуд процесса с реальными фотонами обыкновенной () и необыкновенной () мод. С использованием этих амплитуд, в третьем параграфе получено инвариантное выражение для вероятности доминирующего процесса с рождением фотона необыкновенной моды в пределе сильного магнитного поля (eB k m2):

G2 () F 2 2 E W (Cv + Ca )(eB)2 k F (), (21) i i 8i 2 53 7F () = 1 - + - + + O(5), (22) 2 3 24 2 где = k/eB, E - энергия нейтрино, k - квадрат импульса нейтрино, поперечного магнитному полю. Показано, что в пределе нейтрино высоких энергий (k eB m2) процесс рождения e+e--пары доминирует над поцессом . В четвертом параграфе, с использованием дисперсионных соотношений, в важном в астрофизических приложениях пределе нейтрино высокой энергии получено инвариантное выражение вероятности процесса ee:

( ) 2G2 ( 2 2 ) k (ee) F E W Cv + Ca (eB)2k ln - 2,336, (23) i i 273 eB i а также выражение для средней потери энергии на одно нейтрино в единицу времени в логарифмическом приближении:

( ) 7G2 k F 2 2 - (Cv + Ca ) (eB)2 k ln, (24) i i 2163 eB i В пятом параграфе полученные выражения для средней потери энергии на одно нейтрино в процессах , ee используются для оценки производства плазмы при сильно несимметричном магниторотационном взрыве сверхновой. Показано, что для производства GRB с энергией 1050 эрг за счет данных процессов требуются сверхсильные магнитные поля B 1017 Гс.

В шестом параграфе оценивалась эффективность рождения e+e--плазмы при излучении нейтрино с внутренней части сильно замагниченного диска керровской черной дыры. Кроме основного процесса ee, учитывался также процесс ee производства плазмы в сильном магнитном поле диска.

Показано, что при типичных скоростях аккреции материи эффективность рождения плазмы в новом процессе, даже при наличии сильного магнитного поля напряженности B 1015 Гс в диске, не превышает десятых долей процента, тогда как для производства GRB требуются проценты. В седьмом параграфе оценивалась энергия на нуклон среды фронта ударной волны, переданная от нейтрино в процессе ee при магниторотационном взрыве сверхновой. Показано, что вклад данного процесса в нейтринное нагревание ударной волны пренебрежимо мал по сравнению с основными urca-процессами поглощения нейтрино.

В Заключении сформулированы основные результаты диссертации.

Список публикаций 1. Гвоздев А.А., Огнев И.С. О возможном усилении магнитного поля процессами переизлучения нейтрино в оболочке сверхновой // Письма в ЖЭТФ. 1999. Т. 69. С. 337–342.

2. Гвоздев А.А., Огнев И.С. Влияние процессов переизлучения нейтрино в магнитном поле на динамику оболочки протозвезды // ЯФ. 1999. Т. 62.

С. 2276-2279.

3. Гвоздев А.А., Огнев И.С. Процессы взаимодействия нейтрино с нуклонами оболочки коллапсирующей звезды с сильным магнитным полем // ЖЭТФ 2002. Т. 121. С. 1219–1234.

4. Gvozdev A.A., Ognev I.S. Kick torsion of magnetized medium by neutrinos // Surveys in High Energy Physics 2001. V 15. P. 371-379.

5. Гвоздев А.А., Огнев И.С., Осокина Е.В. Нижнее ограничение на напряженность магнитного поля магнитара из анализа гигантской вспышки SGR // Письма Астроном. Ж. 2011. Т.37. С.365–376.

6. Gvozdev A.A., Mikheev N.V., Vassilevskaya L.A. The magnetic catalysis of the radiative decay of a massive neutrino in the standard model with lepton mixing // Phys. Lett. 1992. V. B 289. P. 103-108.

7. Gvozdev A.A., Mikheev N.V., Vassilevskaya L.A. The radiative decay i j (i = j) of a massive neutrino in the field of an intensive electromagnetic wave // Phys. Lett. 1993. V. B 313. P. 161-164.

8. Gvozdev A.A., Mikheev N.V., Vassilevskaya L.A. Electromagnetic catalysis of the radiative transitions of i j type in the field of an intensive monochromatic wave // Phys. Lett. 1994. V. B 321. P. 108-112.

9. Василевская Л.А., Гвоздев А.А., Михеев Н.В. Распад массивного нейтрино i j в скрещенном поле // ЯФ. 1994. T. 57. C. 124-127.

10. Gvozdev A.A., Mikheev N.V., Vassilevskaya L.A. The radiative decay of a massive neutrino in the external electromagnetic fields // Phys. Rev. 1996.

V. D 54. P. 5674-5685.

11. Gvozdev A.A., Mikheev N.V., Vassilevskaya L.A. The radiative decay of the high energy neutrino in the Coulomb field of a nucleus // Phys. Lett. 1994.

V. B 323. P. 179-181.

12. Василевская Л.А., Гвоздев А.А., Михеев Н.В. Радиационный переход массивного нейтрино в поле интенсивной электромагнитной волны // ЯФ. 1995. Т. 58. С. 712-717.

13. Gvozdev A.A., Mikheev N.V., Vassilevskaya L.A. Resonance neutrino bremsstrahlung in a strong magnetic field // Phys. Lett. 1997. V. B 410.

P. 211-215.

14. Gvozdev A.A., Kuznetsov A.V., Mikheev N.V., Vassilevskaya L.A. Neutrino transitions , e+e- in a strong magnetic field as a possible origin of cosmological -burst // ЯФ. 1998. T. 61. C. 1125-1128.

15. Гвоздев А.А., Огнев И.С. Эффективность рождения электрон-позитронных пар нейтринным потоком с аккреционного диска керровской черной дыры // Письма в ЖЭТФ. 2001, Т. 74. С. 330-334.

16. Гвоздев А.А., Огнев И.С. Влияет ли сильное магнитное поле на нейтринное нагревание ударной волны сверхновой? // Письма в Астрон.

Ж. 2005. Т.31. С.496-499.

Материалы конференций:

1. Gvozdev A.A., Ognev I.S. Kick asymmetry along a strong magnetic field in the process of neutrino scattering on nucleons // Odessa Astron. Publ.

1999. V. 12. P. 224-226.

2. Gvozdev A.A., Mikheev N.V., Vassilevskaya L.A. The electromagnetic catalysis of the neutrino radiative decay // In Proceedings of the 8 th International Seminar “Quarks-94”, edited by D.Yu. Grigoriev, V.A. Matveev, V.A. Rubakov, D.T. Son and A.N. Tavkhelidze. - Singapure: World Scientific, 1995. - P. 327-337.

3. Gvozdev A.A., Mikheev N.V., Vassilevskaya L.A. One more source of information on the lepton mixing angles // In Proceedings of the 8th International Seminar “Quarks-94”, edited by D.Yu. Grigoriev, V.A. Matveev, V.A. Rubakov, D.T. Son and A.N. Tavkhelidze. Singapure: World Scientific, 1995. P. 363-367.

4. Gvozdev A.A., Mikheev N.V., Vassilevskaya L.A. Electromagnetic catalysis of a neutrino radiative decay or one more source of information on the lepton mixing angles? // In Proceedings of the XXXth Rencontres de Moriond on ’95 Electroweak Interactions and Unified Theories, edited by J. Trn Thanh Vn. - France: Editions Frontieres, 1995. P. 469-474.

5. Gvozdev A.A., Mikheev N.V., Vassilevskaya L.A. Neutrino innerbremsstrahlung in a strong magnetic field // In Proceedings of the 9th International Seminar “Quarks-96”, edited by V.A. Matveev, A.A. Penin, V.A. Rubakov and A.N. Tavkhelidze. - Moscow: Institute for Nuclear Research of Russian Academy of Sciences, 1997. Vol. I. P. 339-346.

6. Gvozdev A.A., Mikheev N.V., Vassilevskaya L.A. Radiative transition of massless neutrino in strong magnetic field // In Proceedings of XXXIInd Rencontres de Moriond: ’97 Electroweak Interactions and Unified Theories, edited by J. Trn Thanh Vn. – France: Editions Frontieres, 1997.

P. 343-346.

Цитированная литература [1] Бисноватый-Коган Г. С. О механизме взрыва вращающейся звезды как сверхновой // Астрон. Ж. 1970. Т. 47. C. 813–816.

[2] Ardeljan N. V., Bisnovatyi-Kogan G. S. and Moiseenko S. G. Magnetorotational supernova // Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 2005. V. 359. P. 333–344.

[3] Чугай Н.Н. Спиральность нейтрино и пространственные скорости пульсаров // Письма Астроном. Ж. 1984. Т. 10. С. 210–213.

[4] Дорофеев О.Ф., Родионов В.Н., Тернов И.М. Анизотропное излучение нейтрино, возникающее в бета–процессах под воздействием интенсивного магнитного поля // Письма ЖЭТФ. 1984. Т. 40. С. 159–161.

[5] Дорофеев О.Ф., Родионов В.Н., Тернов И.М. Анизотропное излучение нейтрино от бета–распадов в сильном магнитном поле // Письма Астроном. Ж. 1985. Т. 11. С. 302–309.

[6] Студеникин А.И. Импульс отдачи нейтриносодержащего объекта как следствие асимметрии вылета антинейтрино при бета–распаде нейтронов в магнитном поле // Астрофизика 1988. Т. 28. С. 638–647.

[7] Бисноватый-Коган Г.С., Моисеенко С.Г. Нарушение зеркальной симметрии магнитного поля во вращающейся звезде и возможные астрофизические проявления // Астрон. Ж. 1992. Т. 69. С. 563-571.

[8] Mereghetti S. The strongest cosmic magnets: soft gamma-ray repeaters and anomalous X-ray pulsars// Astronomy and Astrophysics Review. 2008. V. 15.

P. 225–287.

[9] Duncan R. C. and Thompson C. Formation of very strongly magnetized neutron stars - implications for gamma-ray bursts // Astrophys. J. 1992.

V. 392. P. L9–L13.

[10] Thompson C. and Duncan R. C. The Soft gamma repeaters as very strongly magnetized neutron stars 2. Quiescent neutrino, X-ray, and Alfven wave emission // Astrophys. J. 1996. V. 473. P. 322–342.

[11] Thompson C. and Duncan R. C. The Soft gamma repeaters as very strongly magnetized neutron stars 1. Radiative mechanism for outbursts // Mon. Not.

Roy. Astron. Soc. 1995. V. 275. P. 255–300.

[12] Zhang B. and Mezharos P. Gamma–ray bursts: progress, problems and prospects // Int. J. Mod. Phys. 2004. V. A 19 P.2385–24[13] Woosley S.E. and Bloom J.S. Gamma–ray burst from stella mass accretion disks around black holes // Astrophys. J. 1993. V. 405. P. 273–277.

[14] Shakura N.I. and Syunyaev R.A. Black holes in binary sistems. Observational appearance // Astron. Astrophys. 1973. V. 24. P. 337–355.

[15] Raffelt G.G. Stars as Laboratories for Fundamental Physics. – Chicago: The University of Chicago Press, 1996. 664 pp.

[16] Thompson C. and Duncan R.C. The giant flare of 1998 august 27 from SGR 1900+14 II. Radiative mechanism and physical constraints on the source. // Astrophys. J. 2001. V. 561. P. 980–1005.

[17] Lyutikov M. Magnetar giant flares and afterglows as relativistic magnetized explosions // MNRAS 2006. V. 367. P. 1594–1602.

[18] Beloborodov A.M. and Thompson C. Corona of magnetars // Astrophys. J.

2007. V. 657. P. 967–993.

[19] Beloborodov A.M. Untwisting magnetospheres of neutron stars // Astrophys.

J. 2009. V. 703. P. 1044–1060.

[20] Yamada S., Janka H.-T. and Suzuki H. Neutrino transport in type II supernovae: Boltzmann solver vs. Monte Carlo method // Astron. and Astrophys. 1999. V. 344. P. 533–550.

[21] Kaminker A.D. et al. Neutrino emissivity from e-e+ annihilation in a strong magnetic field: Hot, nondegenerate plasma // Phys. Rev. 1992. V.D 46.

P. 4133–4139.

[22] Каминкер А.Д., Яковлев Д.Г. Синхротронное излучение нейтринных пар электронами и позитронами в горячей плазме // ЖЭТФ 1993. Т.103.

С.438–454.

[23] Соколов А.А., Тернов И.М. Релятивистский электрон. – М.: Наука, 1974.

304 с.




© 2011 www.dissers.ru - «Бесплатная электронная библиотека»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.