Speaker
Carlos Alvarez
(Grupo de Campos y Partículas, Departamento de Física, Universidad Nacional de Colombia)
Description
Está bien establecido que, de entre los mecanismos de producción y emisión de neutrinos que pueden ser posibles en una estrella de neutrones, los procesos Urca directo y Urca modificado son los principales escenarios de enfriamiento en las estrellas de neutrones [1,2]. También es bien conocido [3,4] que la tasa de emisión de neutrinos estimada a partir del proceso Urca directo es varios ́órdenes de magnitud superior a la tasa estimada a partir del proceso Urca modificado [5,6]. El principal objetivo de este trabajo es calcular la tasa total de pérdida de
energía originada por la emisión de neutrinos en una estrella de neutrones, para los casos
de neutrinos producidos por procesos Urca directo y Urca modificado, teniendo en cuenta
los efectos que trae el considerar que la densidad numérica de nucleones y electrones en una estrella de neutrones no es constante sino que depende de la distancia radial al centro de la estrella (el perfil densidad) [7]. Para realizar lo anterior, primero modelamos la estrella de neutrones como compuesta por neutrones, protones y electrones
(composición estándar) [8] y asumimos que la termodin ámica de la estrella está descrita por la ecuación de estado propuesta por Prakash et. al [9,10]. A continuación, tanto para el proceso Urca directo como para el Urca modificado, siguiendo el cálculo estándar[3,11] y sin considerar la interacción nuclear fuerte efectiva entre nucleones, obtenemos expresiones para la tasa de emisión de neutrinos a partir de la evaluación de la densidad de probabilidad de emisión de neutrinos calculada mediante el uso de un modelo efectivo de interacción débil [12]. Notamos que las expresiones obtenidas para la tasa de emisión de neutrinos, en coincidencia con las reportadas en la literatura [13,14,15], dependen de la densidad numérica de protones del medio estelar. Posteriormente, partiendo de la solución numérica de las ecuaciones de estructura estelar de Tolman-Oppenheimer-Volkoff [16,17,18], sin considerar interacción nuclear fuerte entre nucleones, se calcula el perfil densidad de protones y neutrones para la estrella de
masa máxima [7,19]. Por último, al usar el perfil densidad de protones obtenido numéricamente en las expresiones de la tasa de emisividad de neutrinos, llevando a cabo una integración numérica, evaluamos la tasa total de pérdida de energía en la estrella de neutrones de masa máxima, para los dos casos considerados. Encontramos que la tasa de emisividad de neutrinos para el caso del proceso Urca directo es cerca de siete órdenes de magnitud superior a la obtenida para el caso del proceso Urca modificado. Los valores obtenidos
para la emisividad total de neutrinos son consistentes con los reportados recientemente
en la literatura.
Referencias
[1] D.G. Yakovlev, A.D. Kaminker, O.Y. Gnedin, and P. Haensel, Phys. Rep. 354 1-155 (2001).
[2] D. Page, U. Geppert and M. Kuker, Astrophys. Space Sci. 308 403-412 (2007).
[3] J.M. Lattimer, C.J. Pethick, M. Prakash and P. Haensel, Phys. Rev. Lett. 66 2701-2704 (1991).
[4] M.E. Gusakov, D.G. Yakovlev, P. Haensel and O.Y. Gnedin, Astronomy & Astrophysics 421, 1143-1148 (2004).
[5] D.G. Yakovlev and L.P. Levenfish, Astron. Astrophys. 297, 717-726 (1995).
[6] J.N. Bahcall, and R.A. Wolf, Phys. Rev. 140, 5B (1965).
[7] L.F. Muñoz, Estrellas de Neutrones y Propagación de neutrinos (Tesis de Maestría), Universidad Nacional de Colombia, 2011.
[8] S. Reddy, {International Journal of Modern Physics B, 20 2704-2713 (2006).
[9] M. Prakash et. al., Phys. Rep. 280 1-77 (1997).
[10] M. Prakash et. al., Phys. Rev. Lett. 61 2518–2521 (1988).
[11] B.L. Friman and O.V. Maxwell, The Astrophysical Journal 232 (1979).
[12] J.N. Bahcall and R.A. Wolf, Phys. Rev. B 140, 1452 (1965).
[13] C.R. Ji and D.P. Min, Phys. Rev. D 57 5963-5969 (1998).
[14] D. G. Yakovlev, O. Y. Gnedin, A. D. Kaminker and A. Y. Potekhin, CP983, 40 Years of Pulsars-Millisecond Pulsars, Magnetars and More, edited by C.G. Bassa et. al., American Institute of Physics, 2008.
[15] D. Page, J.M. Lattimer, M. Prakash and A.W. Steiner, The Astrophysical Journal Supplement Series, 155 623-650 (2004).
[16] M. Kamenzind, Compact Objects in Astrophysics: White Dwarfs, Neutron Stars and Black Holes. Springer-Verlag, Berlin, Germany, 2007.
[17] W.K. Rose Advanced Stellar Astrophysics. Cambridge University Press, USA, 1998, p. 385-390
[18] N.K. Glendenning, Compact Stars: Nuclear Physics, Particle Physics and General Relativity, Springer Verlag, Berlin, 2000.
[19] Β. Datta, Α. V. Thampan and D. Bhattacharya, J. Astrophys. Astr. 16, 375–391 (1995).
Primary authors
Carlos Alvarez
(Grupo de Campos y Partículas, Departamento de Física, Universidad Nacional de Colombia)
Dr
Carlos Quimbay
(Grupo de Campos y Partículas, Departamento de Física, Universidad Nacional de Colombia)
