УДК 524.354.6
МОЛОДАЯ ОСТЫВАЮЩАЯ ЗВЕЗДА В ОСТАТКЕ СВЕРХНОВОЙ 1987А
© 2008 г. П. С. Штернин, Д. Г. Яковлев*
Физико-технический институт им. А.Ф. Иоффе РАН, Санкт-Петербург
Поступила в редакцию 18.03.2008 г.
Описана теория остывания одиночных нейтронных звезд возраста несколько десятков лет. Такое остывание сильно отличается от остывания более старых звезд, хорошо изученного в литературе. Оно чувствительно к физике внутренней коры звезды и даже к теплопроводности ее ядра, которая никогда не важна на более поздних этапах остывания. Отсутствие наблюдательных свидетельств образования нейтронной звезды при взрыве Сверхновой 1987А не противоречит тому, что звезда действительно образовалась. Возможно, она до сих пор скрыта в плотном центре остатка сверхновой. Если же она не скрыта, она должна иметь низкую тепловую светимость (ниже ~1034 эрг/с) и короткое время внутренней тепловой релаксации (короче 13 лет). Для этого звезда должна испытывать мощное нейтринное охлаждение (типа прямого урка-процесса) и иметь тонкую кору с сильной сверхтекучестью свободных нейтронов и/или аномально высокой теплопроводностью.
Ключевые слова: рентгеновские источники, Сверхновая 1987А, нейтронные звезды.
A YOUNG COOLING NEUTRON STAR IN THE REMNANT OF SUPERNOVA 1987A, by P. S. Shternin and D. G. Yakovlev. We describe a theory for the cooling of single neutron stars with ages of several tens of years. Their cooling differs greatly from the cooling of older stars that has been well studied in the literature. It is sensitive to the physics of the inner stellar crust and even to the thermal conductivity of the stellar core, which is never important at later cooling phases. The absence of observational evidence for the formation of a neutron star during the explosion of Supernova 1987A is consistent with the fact that the star was actually formed. It may still be hidden in the dense center of the supernova remnant. If, however, the star is not hidden, then it should have a low thermal luminosity (below ~1034 erg s_1) and a short internal thermal relaxation time (shorter than 13 years). This requires that the star undergo intense neutrino cooling (e.g., via the direct URCA process) and have a thin crust with strong superfluidity of free neutrons and/or an anomalously high thermal conductivity.
PACS numbers : 97.58.Mj; 97.60.Jd
Key words: X-ray sources, Supernova 1987A, neutron stars.
ВВЕДЕНИЕ
Взрыв сверхновой (СН) 1987А имел огромное значение для понимания многих процессов, сопровождающих гравитационный коллапс и разлет оболочки (см., например, Имшенник, Надежин, 1988; Арнетт, 1996; Иммлер и др., 2007). Уверенное отождествление звезды-предсверхновой (голубого сверхгиганта Бк 1) и регистрация всплеска нейтринного излучения свидетельствовали о том, что произошел гравитационный коллапс. По современным представлениям, коллапс такой звезды (с массой ~20М©) ведет к образованию компактного
Электронный адрес: yak@astro.ioffe.ru
объекта, скорее всего, нейтронной звезды. Однако многочисленные попытки обнаружить родившуюся нейтронную звезду (разными методами, в разных спектральных диапазонах) не увенчались успехом. Мы проанализируем, насколько необнаружение нейтронной звезды более чем за 20 лет наблюдений совместимо с теорией остывания нейтронных звезд.
ПОИСКИ НЕЙТРОННОЙ ЗВЕЗДЫ Молодая нейтронная звезда в остатке СН 1987А должна быть мощным источником мягкого рентгеновского излучения. Как будет показано ниже, эффективная температура поверхности остывающей изолированной нейтронной звезды возраста
t ~ 10 — 30 лет не превосходит Ts^ < (3 — 6) х х 106 K. Значок то означает температуру, регистрируемую удаленным наблюдателем. При чер-нотельном спектре теплового излучения максимум интенсивности приходится на энергии фотонов hv < 0.7 — 1.5 кэВ. Внешние слои расширяющегося остатка СН 1987А уже стали прозрачными во всех спектральных диапазонах, но внутренняя часть остатка все еще непрозрачна и может скрывать нейтронную звезду (см., например, Франссон, Шевалье, 1987; Барроуз и др., 2000; Штыковский и др., 2005; Манчестер, 2007; и ссылки там). В мягком рентгене остаток СН становится все ярче (благодаря расширению), что затрудняет обнаружение точечного источника.
Точечный рентгеновский источник в остатке СН 1987А пока не обнаружен, но установлены верхние пределы его светимости. Так, по наблюдениям обсерватории Chandra в 2000 г. предел светимости в мягком рентгене составляет L~(0.5-2 кэВ) < 2.3 х 1034 эрг/с (Барроуз и др., 2000). Здесь индекс y отмечает фотонную светимость. Парк и др. (2004), обработав наблюдения той же обсерватории за 1999—2002 гг. в более жестком рентгене, получили L™(2-10 кэВ) < 1.5 х 1034 эрг/с. Штыковский и др. (2005) воспользовались данными обсерватории XMM-Newton за 2000 и 2001 гг. и привели предел L~(2-10 кэВ) < 5 х 1034 эрг/с. Хаберл и др. (2006) по наблюдениям той же обсерватории в 2000 г. дают L~(0.2-10 кэВ) < 5.7 х х 1034 эрг/с и L~(0.5 — 2 кэВ) < 2.1 х 1034 эрг/с. Наконец, Штыковский и др. (2005) обработали наблюдения обсерватории ИНТЕГРАЛ за 2003 г. в жестком рентгене (20-60 кэВ). Экстраполируя результаты в более мягкую рентгеновскую область, они получили наиболее слабый верхний предел L~(2-10 кэВ) < (0.6 — 1.6) х 1036 эрг/с.
Учитывая сказанное, примем, что верхний предел тепловой рентгеновской светимости нейтронной звезды (не затемненной оболочкой) составляет
L™ < 2 х 1034 эрг/с при t и 13 — 14 лет. (1)
Если звезда скрыта в плотном центре остатка СН, ее истинная светимость может быть еще больше. Положив L= 4паК^ (T)4 и приняв типичное значение "видимого" радиуса звезды R= 14 км (Хэнсел и др., 2007), из (1) получим T™ < 2 х х 106 K.
Отметим также верхний предел светимости точечного источника в остатке СН 1987А в оптике и ультрафиолете, (2900-9650AA) < (5-8) х х 1033 эрг/с, полученный Грейвс и др. (2005) по наблюдениям обсерватории им. Хаббла в 1999 и
2003 гг. Для теплового источника с максимумом интенсивности в мягком рентгене этот предел слабее рентгеновского предела (1) и далее не учитывается.
Наконец, упомянем безуспешные поиски пульсирующего источника (пульсара) в разных спектральных диапазонах, особенно в радио и оптическом (см., например, Персивал и др., 1995; Манчестер, 2007; и ссылки там). Отсутствие пульсара можно объяснить аккрецией вещества из плотного облака на нейтронную звезду (см., например, Вус-ли, Уивер, 1995). Магнитное поле звезды может быть погребено под аккрецированным веществом; потребуется длительное время, чтобы оно продиф-фундировало наружу и звезда заработала как пульсар (Муслимов, Паж, 1995; Гепперт и др., 1999).
МОДЕЛИ ОСТЫВАНИЯ МОЛОДЫХ НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗД
По современным теориям, нейтронные звезды рождаются горячими, с внутренней температурой ~10п ^ После короткой (несколько десятков секунд) стадии прото-нейтронной звезды образовавшаяся звезда становится прозрачной для нейтринного излучения. Примерно £ ~ 104—105 лет она остывает, в основном, благодаря излучению нейтрино из своего объема, а потом — благодаря излучению фотонов с поверхности (см., например, Яковлев, Петик, 2004; Паж и др., 2006). Нас интересует остывание звезды возраста несколько десятков лет. Тепловое излучение таких звезд никогда не наблюдалось, а их остыванию посвящено лишь несколько работ (Номото, Цурута, 1987; Латтимер и др., 1994; Гнедин и др., 2001).
Для иллюстрации мы приведем расчеты, выполненные с помощью нашей программы остывания (Гнедин и др., 2001), которая учитывает влияние эффектов общей теории относительности на строение и эволюцию звезд. Для упрощения описания расчетов напомним, что в нейтронной звезде можно выделить внешнюю и внутреннюю кору, а также внешнее и внутреннее ядро (например, Хэнсел и др., 2007). Внешняя кора простирается до плотности х 1011 г/см3 и состоит из электронов и атомных ядер. Внутренняя кора простирается до плотности »1.4 х 1014 г/см3 и содержит электроны, атомные ядра и свободные нейтроны. Ядро звезды состоит из однородной асимметричной ядерной материи. Внутреннее ядро начинается при плотности порядка несколько ядерных плотностей. Часто граница между внешним и внутренним ядром не определена достаточно четко. Мы будем считать, что эта граница отвечает порогу включения прямого урка процесса (см. ниже).
101
2 х 1014
10
15
р, г/см3
Рис. 1. Используемая зависимость критической температуры сверхтекучести протонов в ядре звезды от плотности вещества. Вертикальная линия — порог включения прямого урка-процесса.
Рассмотрим модели звезд, ядра которых состоят из нуклонов, электронов и мюонов, и имеют умеренно жесткое феноменологическое уравнение состояния вещества, предложенное Пра-кашем и др. (1988). Оно отвечает модулю сжатия равновесной симметричной ядерной материи K = 180 МэВ и функциональной форме энергии симметрии, предложенной Пажем и Эпплгей-том (1992). Гравитационная масса самой массивной устойчивой нейтронной звезды с таким уравнением состояния равна Mmax = 1.713M©; окружный радиус такой звезды R = 9.59 км, а ее видимый радиус Roo = R/у/1 — rg/R = 13.94 км (гд = = 2GM/c2 — шварцшильдов радиус). Плотность в центре такой звезды составляет pc = 3.33 х 1015 г/см3. Пороговая плотность включения мощного нейтринного прямого урка-процесса с участием электронов (Латтимер и др., 1991) при данном уравнении состояния равна pth = 1.185 х 1015 г/см3, а пороговая плотность для прямого урка-процесса с участием мюонов несколько выше и не оказывает заметного влияния на остывание (Бейгер и др., 2003). Масса нейтронной звезды с центральной плотностью pc = pth равна Mth = = 1.343M© (при R = 11.61 км и R^ = 14.30 км). В звездах с M < Mth прямой урка-процесс нейтринного охлаждения запрещен, и они не могут остывать слишком быстро. В более массивных звездах прямой урка-процесс включен и может сильно ускорять остывание (если он не подавлен сверхтекучестью нуклонов). Для других уравнений состояния нуклонной материи, разрешающих прямой урка-процесс, кривые остывания изменят-
ся количественно, но не качественно (Гнедин и др. 2001; Яковлев и др., 2001).
В ряде расчетов мы учтем сверхтекучесть в ядре звезды. М
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.