научная статья по теме СИММЕТРИЯ ЭФФЕКТОВ СВЕРХТЕКУЧЕСТИ НЕЙТРОНОВ И ПРОТОНОВ В ОСТЫВАЮЩИХ НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗДАХ Астрономия

Текст научной статьи на тему «СИММЕТРИЯ ЭФФЕКТОВ СВЕРХТЕКУЧЕСТИ НЕЙТРОНОВ И ПРОТОНОВ В ОСТЫВАЮЩИХ НЕЙТРОННЫХ ЗВЕЗДАХ»

УДК 524.354.6

СИММЕТРИЯ ЭФФЕКТОВ СВЕРХТЕКУЧЕСТИ HЕЙТРОHОВ И ПРОТОHОВ В ОСТЫВАЮЩИХ HЕЙТРОHHЫХ ЗВЕЗДАХ

© 2004 г. М. Е. Гусаков1, А. Д. Каминкер1*, Д. Г. Яковлев1, О. Ю. Гнедин2

1 Физико-технический институт им. А.Ф. Иоффе РАН, Санкт-Петербург 2Институт космического телескопа Хаббла, Балтимор, США Поступила в редакцию 02.04.2004 г.

Исследовано совместное влияние сверхтекучести нейтронов и протонов на остывание нейтронных звезд, ядра которых состоят из нуклонов и электронов. Рассмотрено синглетное спаривание протонов и триплетное спаривание нейтронов в ядрах нейтронных звезд. Критические температуры перехода в сверхтекучее состояние Tc предполагаются зависящими от плотности вещества. Изучено два типа нейтронного спаривания с разными значениями проекции полного углового момента куперовской пары на ось квантования (\mJ\ =0 или 2). Результаты расчетов сопоставлены с наблюдениями теплового излучения изолированных нейтронных звезд. Показано, что наблюдения можно объяснить с помощью двух классов моделей сверхтекучести: 1) еильная сверхтекучесть протонов с максимумом критической температуры в ядре звезды Tcmax > 4 х 109 К и слабая сверхтекучесть нейтронов любого типа (Tcmax < 2 х 108 К); 2) сильная сверхтекучесть нейтронов (спаривание с mJ =0) и слабая сверхтекучесть протонов. Два типа моделей отражают приближенную симметрию по отношению к перестановке критических температур нейтронного и протонного спаривания.

Ключевые слова: нейтронные звезды, сверхтекучесть нуклонов, тепловое излучение.

SYMMETRY OF EFFECTS OF NEUTRON AND PROTON SUPERFLUIDITY IN COOLING NEUTRON STARS, by M. E. Gusakov, A. D. Kaminker, D. G. Yakovlev, and O. Yu. Gnedin. We investigate the combined effect of neutron and proton superfluidity on the cooling of neutron stars whose cores consist of nucleons and electrons. We consider the singlet pairing of protons and the triplet pairing of neutrons in the cores of neutron stars. The critical superfluid transition temperatures Tc are assumed to depend on the matter density. We study two types of neutron pairing with different components of the total angular momentum of the Cooper pair along the quantization axis (\mJ\ =0 or 2). Our calculations are compared with the observations of thermal radiation from isolated neutron stars. We show that the observations can be interpreted by using two types of superfluidity models: (1) strong proton superfluidity with a maximum critical temperature in the stellar core Tcmax < 4 х 109 K and weak neutron superfluidity of any type (Tcmax < 2 х 108 K); (2) strong neutron superfluidity (pairing with mJ = 0) and weak proton superfluidity. The two types of models reflect an approximate symmetry with respect to the permutation of the critical neutron and proton pairing temperatures.

Key words: neutron stars, nucleon superfluidity, thermal radiation.

ВВЕДЕНИЕ

В настоящее время свойства сверхплотного вещества в ядрах нейтронных звезд известны недостаточно полно. ^пример, до сих пор не решена фундаментальная проблема уравнения состояния вещества сверхъядерной плотности. Существующие расчеты модельно зависимы и приводят к широкому разнообразию уравнений состояния вещества ядер нейтронных звезд (Латтимер, Пра-каш, 2001; Хэнсел, 2003) с различным составом

Электронный адрес: kam@astro.ioffe.ru

этого вещества (нуклоны, гипероны, пионный или каонный конденсат, кварки). Не ясны и свойства сверхтекучести нуклонов во внутренних слоях нейтронных звезд. Результаты расчетов критических температур сверхтекучести нуклонов сильно зависят от используемой модели взаимодействия нуклонов и способа учета многочастичных эффектов (см., например, Ломбардо, Шульце, 2001). В частности, их можно исследовать путем сравнения теории остывания звезд с наблюдениями теплового излучения изолированных нейтронных звезд.

В данной работе мы продолжим моделирование

Поверхностные температуры изолированных нейтронных звезд

Источник 103 лет т5°°, ю6 к Модель® Значимость, % Ссылки

РБЯ .10205+6449 0.82 <1.1 ЬЬ - Слэйн и др. (2002)

Краб 1 <2.0 ЬЬ 99.7 Вайскопф и др. (2004)

ИХ Л0822—4300 2-5 1.6-1.9 Н 90 Завлин и др.(1999)

1Е 1207.4-5209 3-20 1.4-1.9 Н 90 Завлин и др. (2004)

Вела 11-25 0.65-0.71 Н 68 Павлов и др.(2001)

РБК В1706-44 -17 0 82+0'01 Н 68 МакГованидр. (2004)

РБИ .10538+2817 30 + 4 -0.87 Н - Завлин, Павлов (2003)

Геминга -340 -0.5 ЬЬ 90 Завлин, Павлов (2003)

ИХ Л 1856.4-3754 -500 <0.65 - - см.текст

РБК В1055-52 -540 -0.75 ЬЬ - Павлов, Завлин (2003)

ИХ Л0720.4—3125 -1300 -0.51 н - Мотч и др. (2003)

a Наблюдения интерпретированы либо в модели водородной атмосферы (Н), либо в модели чернотельного излучения (ЬЬ).

остывания сверхтекучих нейтронных звезд, ядра которых содержат нейтроны, протоны и электроны, а критические температуры возникновения сверхтекучести нуклонов зависят от плотности вещества. Мы расширим класс моделей остывания, которые были предложены Каминкером и др. (2001, 2002) и Яковлевым и др. (2001а, 2002) для объяснения наблюдений теплового излучения изолированных нейтронных звезд. В этих работах особое внимание уделялось случаю сильной сверхтекучести протонов и слабой сверхтекучести нейтронов в ядре звезды. Учитывая большую неопределенность моделей сверхтекучести, мы рассмотрим более широкий класс моделей, не предполагая исходно, что спаривание протонов является более сильным, чем спаривание нейтронов. Кроме того, мы уделим внимание нестандартной модели триплетного спаривания нейтронов с анизотропной щелью, обращающейся в нуль вдоль оси квантования.

ИАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ

Наблюдательные данные о тепловом излучении одиннадцати изолированных нейтронных звезд среднего возраста (103 < Ь < 106 лет) собраны в таблице. Здесь и ниже Ттемпература поверхности звезды, регистрируемая удаленным наблюдателем, Ь — возраст звезды. Данные отличаются от представленных ранее (например, Яковлевым и др., 2002), так как включают результаты новых наблюдений.

Два молодых объекта, НХ Л0822—4300 и 1Е 1207.4-5209 (Л210-5226), являются ра-диомолчащими нейтронными звездами в остатках сверхновых. Два из трех самых старых

объектов (Ь ^ 5 х 105 лет), НХ Л1856.4—3754 и НХ Л0720.4-3125, также являются радио-молчащими нейтронными звездами. Остальные семь источников — РБН Л0205+6449, пульсар в Крабовидной туманности (РБН В0531+21), пульсар в созвездии Парусов (Вела, РБН В0833— 45), РБН В1706-44, РБН Л0538+2817, Геминга (РБН В0633+1746) и РБН В1055-52 — наблюдаются как радиопульсары. РБН Л0205+6449 и пульсар в Крабовидной туманности находятся в остатках исторических сверхновых; их возраст известен точно. Возраст НХ Л0822—4300 определен по возрасту остатка родительской сверхновой Рирр1' А и лежит в пределах Ь = (2—5) х 103 лет (см., например, Арендт и др., 1991) с наиболее вероятным значением Ь = 3.7 х 103 лет (Уинклер и др., 1988). Возраст 1Е 1207.4—5209 считаем равным возрасту остатка родительской сверхновой 0296.5+10. Согласно Роджеру и др. (1988), этот возраст лежит в интервале от ^3 х 103 лет до ^20 х 103 лет. Возраст пульсара Вела примем лежащим в пределах от стандартного характеристического возраста пульсара 1.1 х 104 лет до возраста 2.5 х 104 лет, полученного Лайном и др. (1996) из анализа торможения пульсара с учетом наблюдаемых глитчей. Возраст РБН Л0538+ +2817, Ь = (30 ± 4) х 103 лет, оценен Крамером и др. (2003) по измеренному собственному движению нейтронной звезды относительно центра остатка родительской сверхновой Б147. Возраст НХ Л1856.4—3754 был оценен Уолтером (2001) из кинематических соображений и пересмотрен Уолтером и Латтимером (2002). Следуя последним

авторам, примем среднее значение £ = 5 х 105 лет и выберем такой интервал ошибок который исключает значение £ = 9 х 105 лет, полученное Уолтером (2001). Характеристический возраст RX Л0720.4—3125 оценивался Зане и др. (2002) и Капланом и др. (2002) по рентгеновским измерениям увеличения периода вращения звезды Р. Мы примем среднее значение 1.3 х 106 лет с фактором неопределенности 2. Возраст трех радиопульсаров PSR B1706—44, Геминга и PSR B1055-52 положен равным характеристическому возрасту с тем же фактором неопределенности 2.

Для двух самых молодых объектов (пульсар в Крабовидной туманности и PSR Л0205+6449) получены только верхние пределы Т^ (Вайскопф и др., 2004; Слэйн и др., 2002). Температура поверхности пяти источников — RX Л0822—4300, 1E 1207.4-5209, Вела, PSR B1706-44 и PSR Л0538+2817 — определена с использованием моделей водородных атмосфер нейтронных звезд (см. ссылки в таблице). Такие модели дают более реалистические значения радиусов нейтронных звезд и лучевых концентраций водорода (например, Павлов и др., 2002), чем чернотельная модель излучения.

Отметим, что из таблицы исключен пульсар PSR B0656+14, который рассматривался ранее (например, Яковлев и др., 2002). Совместный анализ новых рентгеновских и оптических наблюдений источника (с учетом уточненного расстояния до него по измерению параллакса Брискеном и др., 2003) приводит (в модели чернотельного излучения) к слишком малым значениям радиуса нейтронной звезды, либо (в модели водородной атмосферы) к слишком малому расстоянию до звезды (Завлин, Павлов 2003). Это делает интерпретацию теплового излучения звезды слишком ненадежной.

Для пульсаров Геминга и PSR B1055—52 модель излучения черного тела является более самосогласованной. Поэтому примем значения Т^, полученные при интерпретации наблюдаемых спектров этой моделью. Для PSR B1055—52 выберем значение Т^, приведенное Павловым и Завлиным (2003).

Поверхностная температура RX Л 1856.4—3754 определена недостаточно хорошо. Широкий разброс значений Т^, полученных для разных моделей излучения (например, Понс и др., 2002; Брайе, Романи, 2002; Бурвиц и др., 2003; Павлов, Завлин, 2003; Трюмпер и др., 2003), связан с тем, что оптические и рентгеновские наблюдения не описываются единой чернотельной моделью. Это может быть связано, например, с наличием горячих пятен на поверхности звезды. Поэтому зафиксируем лишь верхний предел Т^ < 6.5 х 105 К, который согласуется с величиной Т^, полученной как в модели

атмосферы, состоящей из "кре

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.

Показать целиком

Пoхожие научные работыпо теме «Астрономия»