Охлаждение протонейтронной звезды (ПНС) в первые секунды после коллапса ядра связано преимущественно с испусканием нейтрино. Этот процесс является ключевым для понимания динамики сверхновых и эволюции компактных объектов. Энергетический бюджет ПНС определяется большим количеством энергии, заключенной в горячем, плотном ядерном веществе, и скорость ее утечки через нейтрино определяет термодинамическое поведение звезды на ранних стадиях.
Протонейтронная звезда формируется после коллапса ядра массивной звезды и состоит в основном из нейтронов с примесью протонов, электронов и нейтрино. Средняя плотность ядра достигает ρ ∼ 2 − 3ρ0, где ρ0 ≈ 2, 8 ⋅ 1014 г/см³ — плотность ядерного вещества. Температура в момент образования оценивается как T ∼ 10 − 30 МэВ.
При таких условиях нейтрино являются основным переносчиком энергии, поскольку их средняя длина свободного пробега постепенно увеличивается по мере выхождения из плотного ядра. На начальном этапе нейтрино находятся в термодинамическом равновесии с материей и их испускание определяется нейтринной диффузией.
Прямой URCA-процесс:
n → p + e− + ν̄e, p + e− → n + νe
Эти реакции происходят с высокой эффективностью только при достаточном содержании протонов (Yp ≳ 0, 11 − 0, 15) и обеспечивают быстрый вывод энергии из ядра. Скорость охлаждения прямо пропорциональна T6, что делает прямой URCA критически важным на начальных стадиях.
Косвенный (модифицированный) URCA-процесс:
n + N → p + e− + ν̄e + N, p + e− + N → n + νe + N
Здесь N — дополнительный нуклон, обеспечивающий соблюдение импульса и энергии. Модифицированный URCA менее эффективен, с зависимостью ϵν ∼ T8, но становится доминирующим при низком содержании протонов.
В плотном ядерном веществе нуклоны при столкновениях могут испускать нейтрино и антинейтрино через процесс:
N + N → N + N + ν + ν̄
Эта реакция обеспечивает дополнительное охлаждение, особенно в периферийных слоях ПНС, где плотность несколько ниже и URCA-процессы ослаблены.
e− + e+ → ν + ν̄
Этот механизм важен при температурах T ≳ 10 МэВ и низких плотностях, например, в атмосфере ПНС. Он способствует утечке энергии до того, как нейтрино полностью вырвутся из ядра.
При температурах ниже критической (Tc ∼ 109 К) нуклоны могут формировать суперфлюидное состояние. В этом случае процесс спаривания нуклонов с испусканием нейтрино становится эффективным:
N + N → [NN] + ν + ν̄
Энергетический выход из этого механизма зависит от типа спаривания: изотропного (S-пары) или анизотропного (P-пары), и может временно ускорить охлаждение.
На раннем этапе (t ≲ 1 с) нейтрино находятся в локальном термодинамическом равновесии с веществом, так как их средняя длина свободного пробега λν ∼ 1 м существенно меньше радиуса ПНС (R ∼ 10 км).
С течением времени, по мере снижения температуры и плотности, нейтрино постепенно диффундируют наружу. Энергетический поток описывается уравнением диффузии:
$$ \frac{\partial u_\nu}{\partial t} = \nabla \cdot (D_\nu \nabla u_\nu) $$
где uν — плотность энергии нейтрино, Dν — коэффициент диффузии, зависящий от сечения взаимодействия σνN и концентрации нуклонов.
Общая энергия, заключенная в ПНС, оценивается как Etot ∼ 3 ⋅ 1053 эрг. Большая часть этой энергии ( ∼ 99%) выводится через нейтрино на временных шкалах порядка 10–20 секунд.
Характерная температура нейтрино на поверхности нейтринной сферы (нейтросферы) определяется условием оптической толщины τν ∼ 1 и составляет: