Учет образования мюонов в модели формирования нейтронной звезды приводит к увеличению потока и энергии нейтрино, а также более быстрому сжатию звезды. Этот факт обнаружили с помощью численного моделирования астрофизики из Германии и США, статья исследователей опубликована в Physical Review Letters.
Во время образования нейтронной звезды нейтрино приходят в равновесие с ее веществом. Затем, в течение нескольких секунд они рассеиваются во внешнее пространство. При этом поток электронных нейтрино оказывается немного больше, чем поток антинейтрино, поэтому звезда наследует большое отрицательное электронное лептонное число. Это определяет дальнейшую эволюцию звезды и приводит к низкому содержанию протонов в ее веществе.
Обычно астрофизики пренебрегают образованием мюонов во время формирования «горячей» нейтронной звезды, которая рано или поздно взрывается в виде вспышки сверхновой. Справедливость этого приближения оправдывают большой масса мюона, которая примерно равна 105 мегаэлектронвольт — в 207 раз больше, чем у электрона. Однако в действительности это не очень хороший аргумент, поскольку в молодой нейтронной звезде максимальная температура может достигать 30 мегаэлектронвольт (примерно 3,5×1013 Кельвинов), и из-за этого температурное распределение фотонов и электронов простирается далеко за 100 мегаэлектронвольт. Поэтому мюоны и антимюоны могут образоваться в реакциях аннигиляции электрона и позитрона (e+e− → µ+µ−) или двух высокоэнергетических фотонов (γγ → µ+µ−).
В данной статье группа ученых под руководством Роберта Боллига (Robert Bollig) численно смоделировала процесс образования нейтронной звезды и последующей вспышки сверхновой, учитывая рождение и динамику мюонов и антимюонов в десяти возможных реакциях. Расчеты ученые выполнили с помощью инструмента PROMETHEUS-VERTEX, который описывает нерелятивистскую гидродинамику нейтрино в эффективном потенциале звезды. Точность расчетов ограничивается величиной v/c, где v — это скорость «звездной жидкости», а c — скорость света. Массу звезды физики полагали равной двадцати массам Солнца, исходная система не вращалась. Для упрощения расчетов ученые работали в двумерной осесимметричной модели.
В результате оказалось, что при включении в модель мюонов скорость сжатия звезды увеличивается, и взрыв сверхновой происходит быстрее. Одновременно с этим значительно увеличивается поток мюонных антинейтрино, который перевешивает поток нейтрино того же типа. Поэтому в звезде начинают накапливаться мюоны (то есть происходит мюонизация, muonization). Интересно, что больше всего мюонов собирается в областях с наибольшей температурой.
Стоит отметить, что физики не включили в свою модель тау-лептоны. И хотя это напоминает историю с мюонами, в данном случае приближение оправдано, поскольку масса тау-лептонов намного больше, чем масса мюонов — она примерно равна 1777 мегалектронвольтам, что в шестьдесят раз больше, чем максимальная температура вещества звезды и в три с половиной тысячи раз больше, чем масса электрона. Поэтому вклад тау-лептонов в образование нейтрино и антинейтрино пренебрежительно мал.
Кроме того, ученые выполнили расчеты в двумерной модели, и потому их результаты могут быть не совсем верными. Чтобы еще лучше разобраться, какую роль на образование нейтронных звезд оказывает мюонизация, следует использовать более точную трехмерную модель. Также необходимо учесть спин-флейворные осцилляции, то есть превращения нейтрино одного типа в нейтрино другого типа.
По информации https://nplus1.ru/news/2017/12/18/muon-NS
Обозрение "Terra & Comp".
