中子星旋进过程中的 Urca 反应

我们研究了在双中子星旋进过程中,由潮汐诱导流体运动驱动的 Urca 反应所产生的非线性体黏滞的影响。通过对模振幅的绝热、含时求解,计算了低径向阶振荡模的流体压缩。然后由该绝热流体运动计算光学薄中微子发射与加热率。计算采用在 $M=1.4\, M_\odot$ 中子星中运行的直接与修正 Urca 反应,该中子星由 Skyrme Rs 状态方程构建。我们发现,即使通过直接 Urca 反应,泵入低阶振荡模的能量也不能被有效热化,在旋进过程中核心温度仅达到 $T \simeq 10^8\, {\rm K}$。尽管这比先前研究考虑的剪切黏滞加热大一个数量级,但它强化了恒星在并合时相当冷的结果。在最低阶 g 模被激发时,化学势不平衡在轨道频率 $\nu_{\rm orb} > 200\, {\rm Hz}$ 时达到 $\beta > 1\, {\rm MeV}$,意味着显著的带电流光深与费米阻塞。为评估中微子简并效应的重要性,在静态近似下求解了三维密度分布的中微子转移方程,随后在计算反应速率时包含费米阻塞。我们发现,对于 $\nu_{\rm orb} > 200\, {\rm Hz}$,加热率被抑制了数倍。包括辐射转移效应在内,给出了在一系列轨道间距下发射的 $\nu_e$ 与 $\bar{\nu}_e$ 能谱。