Остывание нейтронной звезды после глубокого прогрева коры в транзиентном рентгеновском источнике KS1731-260

Мягкие рентгеновские транзиенты – маломассивные двойные системы с аккрецией на компактный объект
В спокойном состоянии – тепловое излучение
В период аккреции (недели/месяцы)
Тепловое излучение в спокойном состоянии – результат подогрева нейтронной звезды в период аккреции за счёт пикноядерных реакций в коре
Brown, Bildstein, Rutledge 1998.
Квази-постоянные транзиенты – долгий период аккреции ~ годы
Кора звезды существенно нагревается – выходит из теплового равновесия с ядром
Тепловое излучение в спокойном состоянии сразу по окончании аккреции определяется остыванием коры – это позволяет тестировать её свойства и микрофизику

Cackett, et.al. 2006
KS 1731-260
октябрь 1988 – февраль 2001
>12.5 лет аккреции
средний поток (при аккреции)
MXB 1659-29
октябрь 1976 – сентябрь 1978
апрель 1999 – сентябрь 2001
~2.5 лет аккреции
средний поток (при аккреции)
Наблюдались в спокойном состоянии сразу после выключения аккреции
CHANDRA; XMM-Newton

Cackett et.al. 2006
модель водородной атмосферы
Экспоненциальная подгонка
Измерена релаксация коры вплоть до равновесия с ядром
Rutledge et.al. 2002 => высокая теплопроводность в коре,
усиленое нейтринное излучение в ядре

аккреция -> сжатие вещества -> пикноядерные реакции
Haensel & Zdunik 1990, 2007
Профиль температуры при глубоком прогреве
суммарно
Начальный (быстрый) этап релаксации определяется внешней корой
Большая часть энергии идёт в ядро. Однако его подогрев незначителен (хотя не 0)

временной масштаб тепловой диффузии
GS – вещество в основном состоянии
A – аккрецированная кора (изменение состава вследствие пикноядерного горения)
low κ − “низкая” теплопроводность (Brown, 2000) в аморфной коре (Jones, 2004 )

временной масштаб тепловой диффузии
Нейтронная сверхтекучесть подавляет теплоёмкость
Gnedin, Yakovlev, Potekhin, 2001
Нейтронная сверхтекучесть
Сильная – BCS модель
Умеренная - учёт многочастичных эффектов (Wambach et.al. 1993)
Сверхтекучесть ускоряет выход тепла из внутренней коры => увеличивает темп поздней релаксации коры

Подготавливается звезда с температурой поверхности
12.5 – летний нагрев постоянной мощности до 1 февраля 2001
Мощность определяется первой точкой
Бόльшая масса => более тонкая кора => быстрее релаксация
Модели звёзды
Энергетика ограничена потоком массы
APR EOS (Akmal, Pandharipande, Ravenhall 1998)

– более тонкая кора – быстрее релаксация, нужно больше энергии
– релаксация медленнее, но энергии требуется меньше
– релаксация кора-ядро не прекратилась