гидродинамическая модель гравитационного коллапса
advertisement
ФЕДЕРАЛЬНОЕ ГОСУДАРСТВЕННОЕ УНИТАРНОЕ ПРЕДПРИЯТИЕ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ НАУЧНЫЙ ЦЕНТР РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ ИНСТИТУТ ТЕОРЕТИЧЕСКОЙ И ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНОЙ ФИЗИКИ ИМ. А.И. АЛИХАНОВА На правах рукописи Молоканов Валентин Олегович ГИДРОДИНАМИЧЕСКАЯ МОДЕЛЬ ГРАВИТАЦИОННОГО КОЛЛАПСА ВРАЩАЮЩЕГОСЯ ЖЕЛЕЗНОГО ЯДРА МАССИВНОЙ ЗВЕЗДЫ Специальность 01.04.02 – теоретическая физика АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Москва, 2010 г. УДК _______ Работа выполнена в ФГУП «ГНЦ РФ Институт теоретической и экспериментальной физики им. А.И. Алиханова», г. Москва Научный руководитель: д.ф.-м.н., проф., чл.-корр. РАН В.С. Имшенник (ФГУП «ГНЦ РФ ИТЭФ», г. Москва) Официальные оппоненты: д.ф.-м.н., проф. К.А. Постнов (Физический факультет МГУ, г. Москва) к.ф.-м.н., доц. И.В. Панов (ФГУП «ГНЦ РФ ИТЭФ», г. Москва) Ведущая организация: ИЯИ РАН, г. Москва Защита диссертации состоится 25 января 2011 г. в 11 часов на заседании диссертационного совета Д 201.002.01 в конференц-зале ГНЦ РФ ИТЭФ по адресу: г. Москва, ул. Б. Черемушкинская, д. 25. С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГНЦ РФ ИТЭФ. Автореферат разослан 16 декабря 2010 г. Ученый секретарь диссертационного совета кандидат физ.-мат. наук ____________ 2 В.В. Васильев Общая характеристика работы Актуальность темы Гравитационный коллапс — чрезвычайно интересное явление во Вселенной, богатое научными исследованиями и имеющее особую важность для современной науки. Оно представляет собой катастрофически быстрое сжатие массивных звезд под действием собственных сил тяготения. На определенном этапе любая звезда, если в ней, согласно теории эволюции, образовалось железное ядро, переходит в ту стадию, когда уже ее центр не выделяет энергии. Сначала создается инверсия температуры, т.е. температура в центре меньше, чем в окружающих оболочках (водородной, гелиевой, углеродной, кремниевой и т.д.), в которых еще действуют источники энерговыделения. В это время, согласно теореме вириала, которая действует для всех звезд, продолжается постепенное увеличение у звезды плотности. Это приводит к тому, что, в конце концов, давления в центре становится недостаточно, чтобы удержать звезду в гидростатическом равновесии. Такой процесс с какого-то момента приобретает катастрофический характер, т.е. развивается в гидродинамическом времени. Тогда возникает мощная ядерная реакция развала ядер железа на составляющие их нейтроны и альфа-частицы, а потом альфа-частицы постигает та же судьба (они делятся на нуклоны). По существу этот процесс носит характер неустойчивости и называется неустойчивостью звезды по отношению к гравитационному коллапсу. Такое представление об эволюции звезд возникло уже десятки лет назад; нет никакого сомнения, что коллапс является концом жизни массивной звезды. Итак, процессом гравитационного коллапса заканчивается эволюция звезд с массой более двух солнечных масс: после исчерпания своего ядерного горючего такие звезды теряют механическую устойчивость и начинают сжиматься к центру. Если растущее внутреннее давление останавливает гравитационный коллапс, то центральная область звезды становится сверхплотной нейтронной звездой, что может сопровождаться сбросом оболочки и наблюдаться как вспышка сверхновой звезды. Если же внутреннего давления недостаточно и радиус звезды уменьшается до значения гравитационного радиуса, то результатом коллапса будет формирование черной дыры. В настоящей диссертации рассматривается вопрос, которым ИТЭФ уже традиционно занимается, — это учет эффектов вращения при коллапсе железных ядер массивных звезд. Трудно себе представить, чтобы звезда перед коллапсом (предсверхновая) не имела какого-либо вращения (причем 3 необязательно твердотельного, может быть, даже и дифференциального вращения). Мы знаем, что даже на главной последовательности звезды имеют очень большие скорости вращения, особенно массивные [1]. Такая ситуация возникает при первичном коллапсе газово-пылевого облака. Поэтому, закладывая в начальные условия железного ядра некоторый эффект вращения, мы имеем принципиальную возможность уже тщательно исследовать результаты на уровне принимаемой модели. С гравитационным коллапсом связано не менее удивительное явление, наблюдаемое по всем просторам Вселенной, — это вспышки сверхновых. Вспышки сверхновых являются одними из самых мощных источников энергии в природе. Во-первых, все тяжелые элементы в межзвездном пространстве, в том числе и на планетах, были синтезированы в недрах звезд и затем выброшены при взрывах сверхновых. Во-вторых, сверхновая звезда, как правило, имеет блеск, сравнимый с блеском целой галактики. Более того, гравитационный коллапс сопровождается процессом нейтронизации вещества, при котором происходит выброс колоссальной энергии в виде нейтринного излучения, поэтому не менее важен для науки нейтринный блеск коллапсирующей звезды. На сегодняшний день регистрация нейтринного излучения подземными детекторами — единственный объективный способ свидетельствовать о гравитационном коллапсе. Вот почему в данной диссертации мы уделяем большое внимание характеристикам нейтринного излучения коллапсирующего ядра звезды. Здесь возникает вопрос о нейтринных спектрах сверхновых звезд. Безусловно, вывод нейтринных спектров теоретическим путем послужит дальнейшему совершенствованию системы наблюдений. Знания о нейтринных спектрах также нужны для того, чтобы объяснить эксперименты по измерению нейтринных сигналов коллапсирующих сверхновых. Еще один ключевой вопрос в современной астрофизике состоит в формировании пульсаров — космических источников импульсного электромагнитного излучения с высокой стабильностью периода. Большинство пульсаров излучают в радиодиапазоне от метровых до сантиметровых волн. Теория отождествляет радиопульсары с быстро вращающимися нейтронными звездами, которые могли образоваться в результате коллапса изначально вращающихся звезд [2]; в частности, теория предсказывает возможность наблюдения пульсара на месте взрыва близкой сверхновой СН 1987А. Итак, для убедительного сопоставления теории с вышеперечисленными наблюдениями требуются численные расчеты различных теоретических моделей. Поэтому проблема гравитационного коллапса вращающегося ядра звезды является одной из наиболее актуальных для современной науки. 4 Цель работы Первичной целью диссертационной работы являлись анализ существующей теории гравитационного коллапса (Глава 1), решение задачи о коллапсе вращающегося ядра звезды в квазиодномерной модели со строгим учетом неравновесного нестационарного нейтринного излучения и кинетики нейтронизации вещества, а также сопоставление результатов с теорией и наблюдениями (Глава 2). На основании полученных результатов важной последующей целью стало решение квазиодномерной модели в предельном случае прозрачности звезды для нейтринного излучения (Глава 3). Представлялось чрезвычайно важным получить более жесткие спектры нейтринного излучения, чтобы число событий в нейтринном детекторе LSD было более близким к экспериментально наблюденному в первом нейтринном сигнале от СН 1987А. Связанной задачей стал также анализ влияния процесса поглощения нейтринного излучения в веществе (так называемого эффекта депозиции) на характеристики коллапса. Дополнительный интерес вызвал вопрос влияния эффекта вырождения нейтронной компоненты вещества на нейтринное излучение. Поэтому еще одной целью стало решение квазиодномерной модели с учетом произвольного вырождения нейтронов в уравнении состояния вещества (Глава 4). Научная новизна Новизна данной диссертационной работы сводится к следующему. В рамках квазиодномерной модели реализовано решение уравнений переноса нейтрино одновременно с уравнениями гидродинамики. Неравновесное и нестационарное нейтринное излучение рассчитано по точному аналитическому решению [3], имеющему место для сферическисимметричного случая. Показано, что оптическая толщина звезды может быть недостаточной для применимости приближения нейтринной теплопроводности [4] в случае коллапса вращающейся звезды. Процесс нейтронизации вещества описан уравнением кинетики нейтронизации вместо условия равновесия бета-процессов, которое из-за весьма малых гидродинамических времен задачи не успевает устанавливаться. Продемонстрировано значительное отставание (в 100 раз) рассчитанного параметра нейтронизации от его значений в приближении кинетического равновесия. Также показано, что степень вырождения электронов чрезвычайно высока в процессе низкоэнтропийного коллапса вращающейся звезды. 5 Непосредственно из данных численного расчета получены спектры нейтрино и антинейтрино для выходящего нейтринного излучения и оценены числа событий в детекторе LSD для СН 1987А. По сравнению с предыдущими расчетами квазиодномерной модели [5], [6], [7] учтено произвольное вырождение нейтронов в уравнении состояния вещества. При этом также использованы формулы ядерного статистического равновесия с учетом этого эффекта. По сравнению с предыдущими расчетами квазиодномерной модели расчеты выполнены до достаточно отдаленных моментов времени, сопоставимых с экспериментальным временем наблюденного нейтринного сигнала от СН 1987А. Практическая и научная значимость работы Сформулированная физическая постановка задачи о коллапсе вращающегося железного ядра звезды позволяет исследовать различные стороны задачи с помощью общепринятых методов численных расчетов высокой точности. Полученные результаты по наблюдательным характеристикам нейтринного излучения, а также их высокая чувствительность к эффекту депозиции придают значимость разработке трехмерной модели коллапса. В диссертации высказывается гипотеза о том, что сам эффект депозиции нейтринного излучения может ослабляться вследствие развития динамической неустойчивости у звезды (см. например [8], [9]), которая является уже трехмерным эффектом. В рамках квазиодномерной модели также приобретают ценность некоторые дальнейшие разработки, такие как: а) включение модифицированного урка-процесса [10] в рассмотрение генерации и депозиции нейтринного излучения; б) учет ядер других сортов, помимо рассмотренных (p, n, 56Fe, 4He), не только в качестве составляющих барионную компоненту вещества, но также и в генерации нейтринного излучения; в) решение квазиодномерной модели для случая промежуточных угловых скоростей с рассмотрением генерации нейтринного излучения не только за счет бета-процессов, но также и путем образования пар нейтриноантинейтрино на аккреционном слое. Диссертация является важным этапом подготовки к решению трехмерной задачи коллапса. Результаты диссертации являются полезными данными для реализации трехмерной модели. 6 Достоверность полученных результатов Все положения и выводы диссертации обоснованы, достоверность результатов обеспечивается строгостью используемых методов исследования и адекватностью рассмотренных физических моделей. Личный вклад автора Все результаты, описанные в диссертации, получены лично автором под руководством и в соавторстве с научным руководителем. Апробация результатов Результаты, вошедшие в диссертацию, докладывались автором и обсуждались на следующих научных мероприятиях: 1) Семинарах ИТЭФ в 2008, 2009, 2010 гг. 2) Всероссийской конференции «Астрофизика высоких энергий сегодня и завтра», Москва, 21 – 24 декабря 2009. 3) Семинаре Г.Т. Зацепина, Москва, 12 февраля 2010. Объем и структура диссертации Диссертационная работа состоит из введения, четырех глав, заключения и двух приложений. Объем диссертации — 143 страницы. Диссертация содержит 42 рисунка, 5 таблиц и список цитируемой литературы, включающий 67 наименований. Содержание работы Во введении обосновывается актуальность работы, охарактеризована ее научная новизна, описаны цели и задачи исследования, кратко изложена структура диссертации. В первой главе обсуждается современное состояние теории гравитационного коллапса звездных ядер. Проводится обширный литературный обзор в рамках теории гравитационного коллапса и аргументируется выбор гидродинамической модели для диссертационного исследования. 7 Во второй главе, состоящей из четырех параграфов, рассмотрена гидродинамическая модель гравитационного коллапса вращающегося железного ядра звезды в квазиодномерном приближении со строгим учетом кинетики нейтринного излучения и его поглощения в веществе. В первом параграфе сформулирована физическая постановка задачи. Квазиодномерное приближение — это приближение усредненного по телесному углу центробежного ускорения. В предположении о сохранении локального удельного момента вращения [7] усредненное центробежное ускорение имеет вид 2 ω 02 r04 , (1) ar 3 r3 где ω0 и r0 — начальные значения угловой скорости и радиуса рассматриваемого лагранжева слоя. Система сферически-симметричных гидродинамических уравнений в лагранжевых координатах m (безразмерная масса слоя от центра звезды) в точности совпадает с системой уравнений в [6], [7]. В качестве уравнений состояния вещества принимается приближение ядерного статистического равновесия с больцмановским идеальным газом свободных нуклонов и ядер (56Fe и 4He) и с ферми-дираковским идеальным газом электронов и позитронов, согласно работам [11], [12]. Приближение ядерного статистического равновесия связывает четыре неизвестные весовые концентрации тремя уравнениями. Остающаяся неизвестная концентрация определяется из уравнения кинетики нейтронизации вещества X n (2) X pWe X n (Wβ We ) w , t X n X p где фигурируют все три возможные между свободными нуклонами прямые ядерные реакции бета-процессов, а слагаемое w отвечает за обратные реакции (депозицию нейтрино и антинейтрино). В рамках диссертации для вычисления вероятностей в (2), а также для расчетов нейтринного излучения принимается ультрарелятивистское приближение: Ee , E ,~ me c 2 . В этом случае Wβ 0 , а две другие вероятности упрощаются. Удельные спектральные мощности нейтринного излучения B ,~ , а также спектральные длины пробега l ,~ вычисляются по известным формулам [4] для электронных нейтрино и антинейтрино, а удельные мощности депозиции — по формуле c ε d ,~ (r ) ρ 0 E , ~ n , ~ (r , E , ~ ) l ,~ (r , E , ~ ) dE , ~ , (3) где n ,~ — спектральные концентрации нейтрино и антинейтрино согласно полученному в [3] аналитическому решению соответствующих уравнений переноса в одномерном сферически-симметричном случае. 8 Во втором параграфе описана структура первоначального твердотельно вращающегося железного ядра звезды на границе устойчивости как политропа с индексом n = 3, согласно [6]. Для начальной конфигурации задана масса M 0 = 1.8M⊙ и значение угловой скорости ω0, составляющее долю ω 0 0 0.86 от ее максимально допустимой величины. В третьем параграфе обсуждаются результаты численного расчета. Система гидродинамических уравнений решена численно вплоть до истечения 10 с от момента максимума нейтринной светимости. Приведены профили всех существенных физических величин. Распределения угловой скорости от лагранжевой координаты (рис. 1) отражают все большее отклонение звезды от твердотельного закона вращения с течением времени (здесь t ̃ — время, отсчитанное от максимума нейтринной светимости), так что процесс коллапса способствует развитию сильно дифференциального вращения у коллапсара с заметным (до 0.42) увеличением отношения энергии вращения к гравитационной энергии. Рис. 1. Распределения угловой скорости, отнесенной к своему начальному значению, по лагранжевой координате m в различные моменты времени Профили коэффициента депозиции d~ ε d ε β , изображенные на рис. 2 (а и б), свидетельствуют о высокой степени непрозрачности центральных областей звезды по отношению к нейтринному излучению, в особенности при ~ t 0 , т.е. на стадии спадающей светимости. Из диаграммы интегральных (безразмерных) спектров нейтринного излучения (см. далее на рис. 5), определяемых выражениями 1 E ~n ~ B , ~ c , , dm , (4) ρ l ~ , 0 0 устанавливается заметное преобладание полной нейтринной энергии над антинейтринной (в 4.7 раза). Также высказывается гипотеза, что относительно F , ~ ( E , ~ ) M 0 dt 9 низкая энергия максимумов спектров, т.е. их мягкость, обусловлена эффектом депозиции нейтринного излучения. Рис. 2. Распределения коэффициента депозиции по лагранжевой координате m в различные моменты времени Рассчитанные значения параметра нейтронизации вещества (сплошные линии на рис. 3) 30 1 X Fe X He 56 2 26 1 X p X Fe X He 56 2 Xn (5) к концу расчета очень сильно уступают его расчетам в приближении кинетического равновесия бета-процессов [7] (штриховые линии на рис. 3). В конце расчетов различие составляет ~100 раз. Такой результат определенно оправдывает наш переход к кинетике нейтронизации. Рис. 3. Распределения отношения концентраций нейтронов и протонов по лагранжевой координате m в различные моменты времени с учетом кинетики нейтронизации (сплошные кривые) и в приближении кинетического равновесия бета-процессов (штриховые кривые) В четвертом параграфе сформулированы основные выводы главы. 10 В третьей главе, состоящей из пяти параграфов, рассмотрена квазиодномерная модель вращающегося коллапсара в предельном случае прозрачности для нейтринного излучения. В первом параграфе говорится об актуальности решения задачи в приближении полной прозрачности, поясняется физический смысл такого приближения. С точки зрения наблюдательных характеристик коллапса гораздо лучше наблюдениям соответствовала бы теоретическая модель со спектрами нейтрино, более жесткими и, следовательно, более близкими к экспериментальным. Решение такой задачи требуется для ответов на вопросы о степени точности ранее сконструированных спектров [13] и о максимально возможном числе событий в нейтринном детекторе LSD. Во втором параграфе сформулирована постановка задачи. В приближении полной прозрачности, рассматриваемом в данной главе, полагается ε d 0. Постановка дополнена рядом формул, посредством которых в явном виде выражается аналитический спектр из работы [13] с целью его сравнения с результатами данной главы. В третьем параграфе обсуждаются результаты численного расчета, а также проводится их детальное сравнение с результатами Главы 2. Для настоящего расчета кривая нейтринной светимости L~ имеет более острый максимум, расположенный в 3 раза выше и при этом всего лишь на 3.3×10–3 с позже по сравнению с расчетом Главы 2, а на стадии спадающей светимости кривая в настоящем расчете спадает быстрее (рис. 4). Рис. 4. Зависимость нейтринной светимости звезды от времени в течение первых нескольких секунд после максимума нейтринного блеска, начиная от некоторого момента перед максимумом: 1 — в предыдущем расчете с учетом эффекта депозиции (Глава 2), 2 — в настоящем расчете без учета эффекта депозиции 11 Спектры нейтринного излучения в рассматриваемом приближении полной прозрачности (сплошные линии на рис. 5) оказались более жесткими (в 3 раза), и теперь энергия максимума нейтрино, равная 32 МэВ, попадает в диапазон энергий, оптимально воспринимаемых нейтринным детектором LSD. Рис. 5. Интегральные спектры нейтринного излучения звезды: сплошные линии — спектры нейтрино и антинейтрино в данной главе, штриховые линии — спектры нейтрино и антинейтрино в Главе 2 диссертации В конечной гидростатически равновесной конфигурации получены значения параметра нейтронизации (см. формулу (5)), существенно более близкие к состоянию кинетического равновесия бета-процессов. В четвертом параграфе оценено число событий в нейтринном детекторе LSD для полученных спектров. Число событий оказалось равным 1.6, что считается удовлетворительным совпадением с наблюдениями в первом нейтринном сигнале от СН 1987А. Из общих соображений об анизотропии нейтринного излучения в неодномерной гидродинамической модели высказывается возможность существенно более близкого совпадения при неодномерном рассмотрении коллапса. В пятом параграфе сформулированы основные выводы главы. В четвертой главе, состоящей из четырех параграфов, рассмотрена квазиодномерная модель вращающегося коллапсара с учетом фермидираковского вырождения нейтронов. В первом параграфе говорится о необходимости учета произвольного вырождения нейтронной компоненты вещества. Продемонстрировано, что при имеющихся комбинациях плотностей и температур в процессе коллапса нейтронный газ в центральных областях протонейтронной звезды по существу становится сильно вырожденным ближе к концу динамической стадии 12 коллапса, а также еще более вырожденным по мере снижения температуры на этапе охлаждения звезды нейтринным излучением. Во втором параграфе обсуждается постановка задачи. По сравнению с прежней физической постановкой (Глава 2) изменения касаются уравнений состояния вещества. С учетом произвольного вырождения нейтронов соотношения ядерного статистического равновесия принимают вид 3 / 2 ( Z i 1) Z i 1 h2 1 ρ X pZi X i ωi A Zi 2 m0 2 πm0 kT (6) Qi ( Ai Z i )(μ n m0 c 2 ) , exp kT а новая переменная μn (химический потенциал нейтронов) определяется из соотношения 5/ 2 i m c 8 π 0 h 3 0 ξ2 ρ dξ Xn , 1 exp z n (ξ) m0 (7) где функция z n (ξ) [m0 c 1 ξ 2 μ n ] (kT ) 1. Таким образом, для новой переменной μn в (6) появляется дополнительное уравнение (7), тем самым количество переменных в задаче сохраняется равным количеству уравнений. В третьем параграфе обсуждаются результаты расчетов. Расчеты выполнены как с полным учетом депозиции нейтринного излучения, так и в приближении полной прозрачности для него. Первый из этих случаев важен с позиции наиболее полного учета реальных физических эффектов. Полученные относительно низкие значения оптической толщины звезды для нейтрино с энергией, равной характерному спектральному значению 9 МэВ, являются дополнительным обоснованием неприменимости приближения нейтринной теплопроводности [7] при рассмотрении коллапса вращающегося ядра звезды (рис. 6). Параметр вырождения нейтронов (рис. 7) μ n m0 c 2 (8) ψ kT достигает в центре звезды значений ψ >> 1 к концу динамической стадии коллапса, а конечная гидростатически равновесная протонейтронная звезда более чем наполовину состоит из сильно вырожденного нейтронного газа. Данный результат фактически подтверждает актуальность выполненного расчета квазиодномерной модели с вырожденным нейтронным газом. 2 13 Рис. 6. Зависимость оптической толщины для нейтрино от времени для двух значений энергий нейтрино: среднего в спектре (9 МэВ) и оптимального для обнаружения установкой LSD (30 МэВ) Рис. 7. Распределения параметра вырождения нейтронов по лагранжевой координате m в различные моменты времени Расчет модели с полной прозрачностью для нейтринного излучения выполнен для понимания того, что может дать реализация трехмерной модели, а также и того, что, по всей вероятности, имело место при наблюдении нейтринного сигнала от СН 1987А. Результаты расчета детально сравниваются с результатами Главы 3. За счет включения эффекта вырождения нейтронов в рассмотрение получены более мягкие спектры нейтринного излучения (сплошные линии на рис. 8). 14 Рис. 8. Интегральные спектры нейтринного излучения в приближении полной прозрачности: сплошные линии — спектры нейтрино и антинейтрино в данном расчете, штриховые линии — спектры нейтрино и антинейтрино в Главе 3 диссертации Найдено, что такие спектры соответствуют числу событий 1.2. Это в 1.3 раза меньше предыдущего результата (1.6 в Главе 3), т.е. эффект вырождения нейтронного газа не сказывается значительно на наблюдательных характеристиках коллапса. В четвертом параграфе сформулированы основные выводы главы. В заключении сформулированы основные результаты и выводы диссертационной работы. В приложении А приведено описание использованного метода счета. В приложении Б приведен альтернативный вывод выражений для удельных спектральных мощностей нейтринного излучения с использованием обобщенного закона Кирхгофа. Основные результаты и выводы 1. Исследованы отличия вращающегося коллапсара от невращающегося. Получен острый нейтринный импульс, характерное время которого на порядок величины меньше длительности нейтринного сигнала из работы [5] по коллапсу невращающейся звезды. В спектрах нейтринного излучения вращающегося коллапсара показано серьезное преобладание электронных нейтрино над электронными антинейтрино. Получены достаточно высокие значения параметра вырождения электронов, что характеризует коллапс вращающегося железного ядра звезды как «холодный». 2. Проведено детальное сравнение двух моделей вращающегося коллапсара: модели в приближении полной прозрачности для нейтринного 15 излучения и модели со строгим учетом его депозиции. Установлена достаточно умеренная чувствительность механических и термодинамических параметров к эффекту депозиции, а также более радикальная зависимость нейтринных спектров и процесса нейтронизации вещества от данного эффекта. Физический смысл приближения полной прозрачности приписывается тому, что в трехмерном рассмотрении звезда уже не сферически-симметрична, и в предельном случае все ее излучение является объемным и беспрепятственно доходит до наблюдателя в нейтринном сигнале. Найдено, что при условиях прозрачности звезды для нейтринного излучения энергия максимума интегрального спектра нейтрино попадает в диапазон энергий, оптимально воспринимаемых установкой LSD, а число событий для такого спектра удовлетворительно совпадает с экспериментально наблюденным числом событий в первом нейтринном сигнале от СН 1987А. В отношении нейтронизации вещества показано, что решение модели в таком предельном случае дает значения параметра нейтронизации (отношения концентраций нейтронов и протонов) в десятки раз больше, чем модель со строгим учетом депозиции, тем самым приближая этот параметр к значениям, вычисленным при условии кинетического равновесия бета-процессов. 3. Изучено влияние эффекта ферми-дираковского вырождения нейтронной компоненты вещества на процесс коллапса. Количественно выявлен препятствующий характер вырождения нейтронов по отношению к коллапсу. Установлена слабая чувствительность как термодинамики, так и нейтринных характеристик вращающегося коллапсара к данному эффекту. Сосчитанное число событий в приближении полной прозрачности остается в зоне доверительного соответствия наблюдениям. 4. Установлено формирование гидростатически равновесной конечной конфигурации нейтронной звезды даже при отсутствии эффектов, тормозящих коллапс (депозиция нейтринного излучения, вырождение нейтронов). Выяснено, что такой факт является нетривиальным следствием эффектов вращения. Установлено и теоретически объяснено равенство полных энергий нейтринного излучения для всех случаев реализации квазиодномерной модели с одинаковыми начальными состояниями и со строгим учетом кинетики нейтронизации, несмотря на существенную разницу в гидродинамическом процессе коллапса. Публикации автора по теме диссертации 1) Имшенник В.С., Молоканов В.О., Письма в Астрон. журн. 35, 883 (2009). 2) Имшенник В.С., Молоканов В.О., Письма в Астрон. журн. 36, 759 (2010). 16 Список литературы 1. Тассуль Ж.-Л., Теория вращающихся звезд (М.: Мир, 1982). 2. Малов И.Ф., Радиопульсары (М.: Наука, 2004). 3. Иванова Л.Н., Имшенник В.С., Надёжин Д.К., Научн. информ. Астрон. совета АН СССР 13, 3 (1969). 4. Имшенник В.С., Надёжин Д.К., ЖЭТФ 63, 1548 (1972). 5. Надёжин (D.K. Nadyozhin), Astrophys. Space Sci. 51, 283 (1977). 6. Имшенник В.С., Надёжин Д.К., Письма в Астрон. журн. 3, 353 (1977). 7. Имшенник В.С., Надёжин Д.К., Письма в Астрон. журн. 18, 195 (1992). 8. Аксенов А.Г., Имшенник В.С., Письма в Астрон. журн., 20, 32 (1994). 9. Имшенник В.С., Письма в Астрон. журн. 18, 489 (1992). 10. Фриман, Максвелл (B.L. Friman and O.V. Maxwell), Astrophys. J. 232, 541 (1979). 11. Имшенник В.С., Надёжин Д.К., Итоги науки и техники. Серия «Астрономия» (М.: ВИНИТИ АН СССР, 1982), т.21, с.63. 12. Имшенник В.С., Забродина Е.А., Письма в Астрон. журн. 25, 123 (1999). 13. Имшенник В.С., Ряжская О.Г., Письма в Астрон. журн. 30, 17 (2004). 17
