Модели вещества нейтронных звёзд, основанные на одной и той же микроскопической теории как для внешней и внутренней коры, так и для ядра нейтронной звезды, называются унифицированными. Такие модели внутренне непротиворечиво определяют фазовые границы между различными областями нейтронной звезды и самосогласованно описывают свойства вещества, которые требуются для астрофизики. Унифицированные модели вещества нейтронных звёзд совершенствуются по мере прогресса физики элементарных частиц, атомного ядра и вещества сверхъядерной плотности, накопления и улучшения расчётных, экспериментальных и наблюдательных данных.

В 1990-е годы широко применялась унифицированная модель Фридмана-Пандарипанде Скирм-типа (FPS). В 2000-х её заменила модель SLy ("Сакле-Лион" или "Скирм-Лион"). В последнее десятилетие им на смену пришло третье поколение - семейство унифицированных моделей BSk ("Брюссель-Скирм"). В настоящее время в астрофизике широко используются два уравнения состояния из этого семейства - BSk20 и BSk21. Они основаны на обобщённых функционалах Скирма, позволяющих с хорошей точностью воспроизвести все 2149 масс изотопов достаточно тяжёлых (с числами нейтронов и протонов больше 8) атомных ядер, представленных в сводном каталоге 2003 года AME2003 (Audi, Wapstra, & Thibault 2003). При сверхъядерных плотностях эти уравнения состояния осуществляют подгонку к уравнениям состояния однородного вещества, рассчитанным на основе микроскопической теории с использованием реалистичных двух- и трёхчастичных модельных потенциалов межнуклонного взаимодействия. А именно, модели BSk20 и BSk21 осуществяют подгонку к уравнениям состояния Акмаля-Пандарипанде APR (Akmal, Pahdharipande, & Ravenhall 1998, версия модели "A18+δv+UIX") и Ли и Шульце (Li & Schulze 2008, версия "V18"), соответственно.

В докладе представлены обновлённые версии уравнений состояния семейства BSk: BSk22, BSk24 и BSk25. Они учитывают новые данные о массах всех 2353 достаточно тяжёлых изотопов, представленные в современном каталоге AME2012 (Audi et al. 2014), и, как и BSk21, осуществляют подгонку к уравнению состояния Ли и Шульце. Кроме того, в новых моделях изменён метод расчёта в глубоких слоях внутренней коры нейтронной звезды, с тем чтобы исключить учёт тех микроскопических поправок, которые в этих слоях становятся нефизичными из-за появления заметного числа свободных протонов.

Три варианта уравнения состояния - BSk22, BSk24 и BSk25 - основаны на использовании трёх различных значений коэффициента симметрии J, который количественно характеризует изменение энергии при отклонении нуклонного состава равновесного однородного ядерного вещества от симметричного. Три выбранных значения J = 32, 30 и 29 МэВ для BSk22, BSk24 и BSk25, соответственно, находятся в пределах экспериментально допустимых значений и позволяют проверить влияние коэффициента симметрии J на свойства плотного вещества, составляющего кору и ядро нейтронной звезды.

В дополнение к расчётам, построено аналитическое описание характеристик вещества, которые требуются для моделирования основных процессов в коре и ядре нейтронной звезды. К таким характеристикам относятся давление, плотность энергии, химические потенциалы условно свободных элементарных частиц - нейтронов, протонов, электронов и мюонов - во внутренней коре и в ядре звезды, состав, размеры и форма профиля атомных ядер в коре звезды, удельные концентрации нуклонов и лептонов во внутренней коре и ядре звезды.

Страница создана 22 марта 2017 г.