Введение к работе
Актуальность темы. Обычно считается, чтс нейтронные звезды рождаются при очень высоких температурах (гю" К) в результате взрыва сверхновой. Однако затем температура быстро падает до і о" К. Дальнейшая тепловая эволюция нейтронной звезды зависит,' в частности, от свойств ее вещества. В силу этого измерение поверхностной температуры нейтронных звезд может,в принципе,дать информацию о состоянии и свойствах вещества при плотностях, превышающих ядерную. В*этой связи представляется вакным исследовать возможные источники энергия, которые могут повлиять на тепловую эволюцию нейтронной звезды.
В настоящее время является, .общепринятым, что не поверхности нейтронных звезд существуют сильные магнитные поля, определяющие многие наблюдательные харектиристики этих объектов. В силу этого характерные времена многих яш^ний, происходящих на нейтронных звездах, связаны с характерным временем жизни магнитного поля. Наличие сильного магнит юго поля на поверхности не гарантирует существование столь же сильного магнитного поля в центральных областях нейтронной звезды. Однако, если такое поле существует, то важно знать, Как оно эволюциошфует в процессе жизни звезда.Дост- очно быстрый распад магнитного поля а ядре нейтронной звезды может, ' например, существенно замедлить ее остыв...ше. Считается, что из-за высокой проводимости время
распада поля в ядре нейтронное звезда с. нормальной ядерной материей може, превышать возраст Вселенной. Однако» недавно в рамках простой модели времени релаксации было показано, что учет замагниченностн вещества ядра нейтронной звезды может существенно уменьшить это время. Поэтому, представляется интересным исследояать этот вопрос более точно.
В процессе работы над задачей о диссипации магнитного
поля в ядре нейтронной звезда было замечено, что
распространенное мнение о том, что холловские компоненты
тензора электросопротивления не влияют не омическую
диссипацию магнитного поля, не вполне точно. Дело в том, что
холловские токи приводят к диффузии магнитного поля и тем
самым к изменению его конфигурации. Изменение конфигурации
поля приводит к изменению 'градиентов поля" в различных
областях- и, следовательно, к изменению скорости омической
диссипации магнитного поля. Нам показалось интересным
подробно исследовать влияние холловских токов на процесс
диссипации магнитного поля и проверить, не скажется ли это
влияние при диссипации магнитного поля в ядре' нейтронной
звзды.
В середине ' / годов были открыты рентгеновские барстеры - о<Гьекты, испускающие всплески рентгеновского излучения. Вскоре после открытия для них была предлокена модель термоядерной вспышки Y~i поверхности аккрецирующей нейтронной
звезды, которая сейчас стала общепринятой. К .к известно, термоядерная вспышка развивается в плотной плазме. Поэтому при ее расчете- необходшо учитывать изменение скоростей термоядерных реакций под действием плазменного экранирования. Цель работы. Цель работы состояла в п исследовании влияния плазменного экранирования на скорость термоядерных реакций в плотной плазме, 2) расчете процесса омической диссипации в ядре нейтронной звезда с учетом замягниченяости вещества, з) расчете влияния холловских токор на распад магнитного поля в проводящем шаре.
Научная новизна. В работе впервые приведены последовательный вывод фактора экранирования для термоядерные реакций и точный расчет фактора "элеі- /репного" экранирования.
Получены общие формулы для тензоров электросопротивления и проводимости для плазмы, содержащей четыре типа сильно вырожденных фермионов. В модели свободных частиц рассчитаны тензоры электросопротивления и проводимости для ядер нейтронных звезд.
Впервые показано, что дрейф магнитного поля, обусловленный холловскими токами способен привести к существенному ускорению распада магнитного ноля. Это объясняется тем, что дрейф поля приводит к возникновений в отдельных областях сильных градиентов напряженности магнитного юля, что и вызывает ускоренную диссипацию поля в эти"
областях. Кроме того, дрейф поля, вызванный холловскйма токами, в т чение некоторого времени может существенно изменить конфигурацию поля. В частности, при затухании нарушается зеркальвтл симметрия относительно экватора для тороидального магнитного поля.
Детальный 'расчет омической диссипации тороидального магнитного ноля в ядре нейтронной звезды показал, что время омического распада поля существенно меньше космологического и составляет.порядка ю7 лет. При этом распад магнитного поля существенно замедляет остывание Нейтронной звезд
Практическая ценность. Анализ литературы по расчету фактора "ионного" экранирования позволил систематизировать достаточно разнородные и противоречащие друг другу' результаты. Кроме того, в работе получены' удобные для приложении интерполяционные формулы, позволяющие рассчитать фактор экранирования во всем допустимом диапазоне плотностей и температур.
Общие формулы для тензоров электросопротивления и проводимости позволяют получить значения этих величин в присутствии магнитного поля для любой четырехкомпонентной смеси сильно вырожденных фермионов. если известны сечения столкновений частиц.
Полученные в модели свободных частиц значения для электросопротивления и продимости в ядрах нейтронных звезд
могут служить хорошей оценкой этих величин для практических
целей. ,
Предсказан эффект изменения конфигурации и ускорения
рвспада магнитного поля в проводящем шаре под действием
холловских токов. Приведенные оценки показали, что указанный
эффект вполне доступен для исследования в лабораторных
условиях. Полученные кривые остывания нейтронных звезд, а
также эволюция их магнитных полей, позволяет по мере
накопления наблюдательных данных делать выводы о свойствах
вещества в центральных наиболее плотных слоях нейтронных
звезд. j
' Апробация. Результаты диссертации докладовались нр
семинаре отдела Имаенника B.C. в ИТЭ АН СССР (Москва, 1986),
на симпозиуме НОСПАР/МАС по физике компактных объектов в
Болгарии (София, 1987), на семинарах в Астрономическом совете
АН СССР (Москва, 1967. 1988), на рабочем совещании по
свойствам плотного вещества нейтронных звезд в Июлии
(Триест, 1989), на второй конференции молодых балтийских
астрономов (Рига, і990), на конференции по физике нейтронных
звезд в Греции (Крит, 1990), на конференции современные
проблемы астрофизики в Дании (Копонганен, і99о), на семи-іарах
сектора теоретической астрофизики ФТИ им. л.Ф.Иоффе АН СССР
(1986-1991), на конференции по физике нейтронных ьвезд
(СаНКТ-ПетербурГ, 1992).
Публикации. Основные результаты работы опубликованы в э
работах. '
Структура диссертации. Диссертация состоит из введения, четырех глав, заклгтения, приложения, списка литературы, содержащего 77 наименований. Общий объем диссертации is(4 страницы, в том "числе 22 рисунка.