Эффекты взаимодействия нейтрино с горячей замагниченной средой (1098009), страница 2
Текст из файла (страница 2)
При использовании неравновесной функции распределения нейтрино вычислены скорость и4–импульс, передаваемый от нейтрино среде в произвольном по направлениюмагнитном поле в каждом urca–процессе.Полученные выражения для скоростей процессов поглощения нейтринопозволяют определить среднюю длину пробега электронного (анти)нейтрино6νe (ν̃e ), тогда как компоненты 4–импульса определяют энергию, переданнуюэлементу среды, и избыточный импульс, возникающий в urca–процессах вдольнаправления магнитного поля.Впервые вычислен избыточный импульс вдоль направления магнитногополя в доминирующем процессе рассеяния нейтрино на нейтронах оболочки сверхновой. Показано, что избыточный импульс пропорционален степениполяризации нуклонов mN = gN eB/mN T .Впервые при заданных распределениях плотности и напряженности магнитного поля определяются остальные локальные параметры среды оболочкисверхновой (температура, параметр Y химического состава, химпотенциалэлектронов), которые устанавливаются в urca–процессах переноса энергии.На стадии Кельвина–Гельмгольца прохождения основного нейтринного потока (несколько секунд после коллапса ядра предсверхновой) устанавливаетсяквазистационарный режим испускания нейтрино [15].
Показано, что в этомслучае 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 квазиравновесияопределяют параметры среды.Впервые в условиях квазиравновесия оценивается плотность силы вдольнаправления 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 вреакциях рассеяния и в urca–процессах одного порядка по величине, эти силысонаправлены и в сумме достаточно большие, чтобы существенно повлиятьна динамику оболочки сверхновой.
Исследуется влияние этой силы на гене7рацию тороидального магнитного поля в оболочке и показано, что в случаеглобального 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 нейтриноэлектрон–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 нейтринногосинхротронного 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 магнитногополя, подавляющего ее нейтринные потери. Получено нижнее ограничение нанапряженность 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 ν → ν γв случае реального фотона обыкновенной и необыкновенной моды в сильноммагнитном поле.
С использованием полученных амплитуд, впервые вычислены вероятности в пределе нейтрино высоких энергий и в пределе сильногомагнитного поля. В последнем случае вычислена важная для астрофизических приложений величина – потеря энергии и импульса на одно нейтринопри переходе ν → ν γ. С использованием дисперсионных соотношений, впервые вычислены вероятность и потери энергии на одно нейтрино в процессеν → ν e+ e− в пределе высоких энергий у нейтрино.8Впервые оцениваются энергия и импульс, переданные от нейтрино в реакциях ν → ν γ, ν → ν 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–позитронныхпар аккреционным диском керровской черной дыры с сильным магнитнымполем в процессе ν → ν e+ e− .
При этом предполагается, что нейтрино излучаются из объема внутренней, наиболее горячей части диска. Такой процесс,вместе с реакцией аннигиляции ν ν̃ → e+ e− , может быть дополнительнымисточником производства GRB керровской черной дырой с сильно замагниченным диском.Впервые оценивается переданная в процессе ν → ν e+ e− энергия, приходящаяся на нуклон среды ударной волны. Данная реакция может бытьдополнительным 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 бытьиспользованы 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,9стадия гигантской вспышки в рамках усовершенствованной модели пока неисследовалась. Проблема с дефицитом энергии фотонного излучения указывает на необходимость моделирования стадии гигантской вспышки SGR скорректным учетом потери энергии файербола на нейтринное излучение.В диссертации исследовано влияние магнитного поля на нейтринные процессы рождения плазмы в замагниченном диске керровской черной дыры изамагниченной среде ударной волны сверхновой.
Показано, что при моделировании процессов рождения плазмы нейтринным потоком в данных астрофизических объектах влиянием магнитного поля напряженностью B & 1015 Гсможно пренебречь.На защиту выносятся следующие основные результаты и положения:1. Исследованы urca–процессы в плотной и горячей среде, состоящей изнуклонного, электрон-позитронного и фотонного газов в присутствиисильного 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 каждойurca–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 исследованпроцесс 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, как10функция 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 жепорядка, 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, онозаключается в требовании термального и химического равновесия единичного объема среды при прохождении через нее нейтринного потока. При заданных плотности среды, напряженности магнитного поля илокальных параметрах нейтринного потока, совместно с условием электронейтральности среды, численно решены уравнения квазиравновесияв 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 дляплотности силы, возникающей при переизлучении нейтрино оболочкисверхновой.
Показано, что в этих условиях происходит сильная компенсация плотности силы в процессах поглощения и излучения нейтриновдоль направления магнитного поля. Показано также, что плотностисил 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 скоростейв оболочке. Таким образом, эта плотность силы должна быть учтена,как существенный эффект, при моделировании магниторотационноговзрыва сверхновой.115. 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− → ν ν̃, также и процесс синхротронного излучения e± → e± + ν ν̃, которым ранее пренебрегали.
Из анализанейтринного остывания известных гигантских вспышек SGR полученоновое 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 впроцессе ν → νγ 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 вероятностьи потери энергии на одно нейтрино в процессе ν → νe+ e− . Изучаласьэффективность рождения плазмы в процессах ν → νγ, ν → νe+ e− ,как возможных источниках космологического гамма–всплеска.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
