中子星环境中弱相互作用率的研究

摘要

自从脉冲星被发现后,全世界诸多天文台、站开始对这类星体进行空间探索。四十多年来,Chandra、Hubble、Spitzer等空间望远镜和Magellan、Gemini、Subaru等各类大型(6.5-8.2米)地面望远镜利用测光(Photometry)、光谱观测(Spectroscopy)、测时(1～ning)全类观测方法进行光学、红外、紫外、X射线等多波段观测。不断更新的观测设备和不断提高的观测技术给我们带来令人震撼的新奇观测现象的同时,也提出了一些难以解释观测现象的理论难题。中子星中99％的引力能(1053erg)通过中微子和反中微子释放,近年来与中微子和反中微子的产生和输运相关的弱相互作用过程是天体物理研究的热点课题之一,对解释观测和理论难题都有积极意义。中子星具有高温、高密度、强磁场等特性,因此探讨中子星极端物理条件下的弱相互作用过程对解释中子星的冷却、软Gamma重复暴、反常X射线脉冲以及中子星Kick和Glitch等观测现象非常必要。本文主要研究了中子星核区的修正URCA(MURCA,全称Modified Unrecordable Cooling Agent,)过程、壳层中重核的电子俘获和β衰变、星风中的中微子和反中微子吸收以及自由质子电子俘获等弱相互作用过程。介绍了中子星的结构和基本特性、磁场及其起源;详细说明了极端物理环境下MURCA过程、电子俘获、β衰变、中微子和反中微子吸收等弱相互作用的计算过程和方法;并采用改进的方法研究了强磁场、电荷屏蔽、超流等物理因素对上述弱相互作用过程的影响及其在中子星研究中的具体应用。主要内容如下:
　　 (1)核区的MURCA过程基于BPS(Baym G.,Pethick C.,Suthedand P.)模型假设中子星核区物质是n-p-e系统,并考虑MtYRCA过程的质子分支详细计算了强磁场对MURCA过程(包括中子分支和质子分支)的影响,结果表明强磁场对MURCA过程的中微子产能率有明显影响,产能率的变化随磁场强度呈锯齿行变化,磁场越强变化幅度越大;并且强磁场对MURCA过程质子分支的影响比对中子分支的影响整体偏小。另外,采用改进的电子化学势和超流临界温度,研究了强磁场和超流同时存在时对MURCA过程的影响。结果表明,强磁场提高中微子发射率;超流显著降低中微子发射率。对于总中微子发射率,在中子星冷却的初始阶段,磁场影响占主导地位,但在温度下降到低于超流临界温度时,超流的影响变得至关重要。
　　 (2)壳层中的电子俘获和β衰变基于原子核壳层模型,分析了在强磁场作用下中子星壳层中的电子俘获和β衰变率,以具体的核素为例进行的详细计算结果表明:弱磁场(B＜1012G)对中子星壳层中的β衰变(包括β-衰变和β+衰变)几乎没有影响,强磁场(B＞1012G)使β-衰变率和β+衰变率都显著增大;在相同的磁场强度下,基态的β衰变比激发态的β衰变所受影响更大。在某些环境下,超强磁场(B＞1013G)可以使电子俘获率降低几个量级。另外,基于最近提出的加热磁星壳层的新机制——退激发能作为加热源,选用具体的壳层组份模型并采用实验数据和大规模壳层模型的结果,计算得出磁星外壳中(距离表面0.1km)重核电子俘获的总的退激发能量为3.8×1042 erg s-1。而且磁星磁场衰减能够导致电子化学势和退激发能都增加,这个结论有利于解释观测到的持续反常X射线辐射光度。
　　 (3)初生中子星星风中的中微子、反中微子吸收以及自由质子电子俘获综合考虑能量动量守恒、磁场和重子(中子或质子)的热运动效应,改进了初生中子星星风的中微子和反中微子的吸收截面计算方法,得到了更为精确的中微子、反中微子吸收反应截面。这对进一步研究星风中的中微子加热率、中微子输运过程中的不透明度问题、合理解释相关的中子星的观测现象有重要作用。另外,采用弱电荷屏蔽理论讨论了屏蔽对星风中自由质子电子俘获反应的影响,结果表明电荷屏蔽对星风中核子的比加热率、熵等物理参量基本没有影响,但是可以明显提高电子丰度。电子丰度是快中子俘获过程(R-过程)核合成的基本输入参量,电子丰度的明显提高有利地支持了Wanajo等最新的快中子俘获核合成结果,可以解决观测到的90Zr等核素超丰和理论不相符的矛盾。
　　 中子星内部的MURCA等弱相互作用过程产生的中微子是中子星能量损失的主要途径,中微子能量损失决定年轻中子星的热演化。电子俘获、β衰变、中微子和反中微予吸收等弱相互作用也影响着中子星星风中、壳层中、双中子星合并时等相关的核合成。由于弱相互作用对周围物理环境的变化非常敏感,在分析这些弱相互作用时,只研究纯粹核物理的规律是不够的,不可避免地要探讨物理环境的影响。本文所得的结论对进一步研究中子星(特别是磁星)演化以及相关的核合成是有意义的。