Jump to content

Колебания нейтронной звезды

Астеросейсмология изучает внутреннюю структуру Солнца и других звезд с помощью колебаний. Их можно изучить путем интерпретации временного частотного спектра, полученного в результате наблюдений. [1] Таким же образом можно было бы изучить и более экстремальные нейтронные звезды , что, как мы надеемся, позволит нам лучше понять внутренности нейтронных звезд и поможет определить уравнение состояния материи при ядерных плотностях. Ученые также надеются посредством этих исследований доказать или опровергнуть существование так называемых кварковых звезд , или странных звезд. [2] Фундаментальную информацию об общей теории относительности можно получить, наблюдая гравитационное излучение колеблющихся нейтронных звезд. [3]

Сравнение предсказанных частот в полностью жидкой и трехкомпонентной модели нейтронной звезды.
Макдермотт, ПН (1985). «Спектры нерадиальных колебаний нейтронных звезд». Астрофизический журнал . 297 : Л37. Бибкод : 1985ApJ...297L..37M . дои : 10.1086/184553 . ; Воспроизведено с разрешения [ нужна ссылка ] Американского астрономического общества

Виды колебаний

[ редактировать ]

Моды колебаний разделены на подгруппы, каждая из которых имеет различное характерное поведение. Сначала они делятся на тороидальные и сферические моды, а последние далее делятся на радиальные и нерадиальные моды. Сферические моды — это колебания в радиальном направлении, тогда как тороидальные моды колеблются горизонтально , перпендикулярно радиальному направлению. Радиальные моды можно рассматривать как частный случай нерадиальных, сохраняющих форму звезды в колебаниях, а нерадиальные — нет. Обычно при изучении звезд рассматривают только сферические моды, поскольку их легче всего наблюдать, но можно изучать и тороидальные моды.

На Солнце пока обнаружено только три типа мод: p-, g- и f-моды. Гелиосейсмология изучает эти моды с периодами в пределах минут, тогда как для нейтронных звезд периоды гораздо короче, часто секунды или даже миллисекунды.

  • p-моды или режимы давления определяются местной скоростью звука в звезде, поэтому их также часто называют акустическими модами. Сильно зависящие от плотности и температуры нейтронной звезды, они питаются от внутренних колебаний давления в звездной среде. Типичные прогнозируемые периоды составляют около 0,1 мс.
  • g-моды или гравитационные режимы имеют плавучесть как восстанавливающую силу, но их не следует путать с гравитационными волнами . G-моды ограничены внутренними областями нейтронной звезды с твердой корой и имеют предсказанные периоды колебаний от 10 до 400 мс. Однако ожидаются также длиннопериодные g-моды, колеблющиеся с периодами более 10 с.
  • f-моды или фундаментальные моды — это g-моды, ограниченные поверхностью нейтронной звезды, похожие на рябь в пруду. Прогнозируемые периоды составляют от 0,1 до 0,8 мс.

Экстремальные свойства нейтронных звезд допускают несколько других типов режимов.

  • s-моды или сдвиговые моды появляются в двух случаях; один в сверхтекучей внутренней части и один в твердой коре. земной коры В земной коре они главным образом зависят от модуля сдвига . Прогнозируемые периоды варьируются от нескольких миллисекунд до десятков секунд.
  • i-моды или межфазные моды возникают на границах разных слоев нейтронной звезды, вызывая бегущие волны с периодами, зависящими от локальной плотности и температуры на границе раздела. Типичные прогнозируемые периоды составляют около нескольких сотен миллисекунд. [4]
  • Т-моды или крутильные моды вызваны движениями материала по касательной к поверхности земной коры. Прогнозируемые периоды короче 20 мс.
  • r-моды или моды Россби (второй тип тороидальной моды) появляются только во вращающихся звездах и вызваны силой Кориолиса, действующей как восстанавливающая сила вдоль поверхности. Их периоды того же порядка, что и вращение звезды. Феноменологическое описание можно найти в [1].
  • w-моды или режимы гравитационных волн представляют собой релятивистский эффект, рассеивающий энергию посредством гравитационных волн. Их существование было впервые предложено Коккотасом и Шютцем с помощью простой модельной задачи. [5] и проверено численно Кодзимой, [6] результаты которого были исправлены и расширены Коккотасом и Шютцем. [7] Характерными свойствами этих режимов являются отсутствие какого-либо значительного движения жидкости и быстрое время затухания, составляющее десятые доли секунды. Существует три типа колебаний w-моды: кривизна, захваченная мода и межфазная мода с прогнозируемыми периодами в диапазоне микросекунд.
    • Захваченные моды могли бы существовать в чрезвычайно компактных звездах. Их существование предположили Чандрасекхар и Феррари. [8] но до сих пор не найдено реалистичного уравнения состояния, позволяющего формировать звезды, достаточно компактные, чтобы поддерживать эти режимы.
    • Моды кривизны существуют во всех релятивистских звездах и связаны с кривизной пространства-времени. Модели и численные исследования [9] предложить неограниченное количество этих режимов.
    • Режимы интерфейса или wII-режимы [10] чем-то похожи на акустические волны, рассеянные твердой сферой; кажется, что существует конечное число этих режимов. Они быстро затухают менее чем за одну десятую миллисекунды, и поэтому их трудно наблюдать. [11]

Более подробную информацию о режимах звездных пульсаций и сравнение с режимами пульсации черных дыр можно найти в «Живом обзоре» Коккотаса и Шмидта. [12]

Колебательное возбуждение

[ редактировать ]

Как правило, колебания возникают, когда система выводится из своего динамического равновесия и система, используя восстанавливающую силу, пытается вернуться в это состояние равновесия. Колебания в нейтронных звездах, вероятно, слабы и имеют малые амплитуды, но возбуждение этих колебаний может увеличить амплитуды до наблюдаемых уровней. Одним из общих механизмов возбуждения являются долгожданные вспышки, сравнимые с тем, как создается тон при ударе в колокольчик. Удар добавляет энергии в систему, что возбуждает амплитуды колебаний до большей величины, и поэтому их легче наблюдать. Помимо таких вспышек, вспышек, как их часто называют, были предложены и другие механизмы, способствующие этим возбуждениям: [13]

  • Коллапс ядра во время вспышки сверхновой, в результате которой образуется нейтронная звезда, является хорошим кандидатом, поскольку при этом выделяется огромное количество энергии.
  • Для двойной системы, по крайней мере, с одной нейтронной звездой, процесс аккреции по мере поступления вещества в звезду может быть источником умеренно высокой энергии.
  • Гравитационное излучение высвобождается, когда компоненты двойных систем сближаются друг с другом, высвобождая энергию, которой может быть достаточно для видимых возбуждений.
  • Так называется внезапный фазовый переход (похожий на замерзание воды) при переходах, например, в странную звезду или пионный конденсат. При этом высвобождается энергия, которую частично можно направить на возбуждение.

Режим демпфирования

[ редактировать ]

Колебания затухают за счет различных процессов в нейтронной звезде, которые еще до конца не изучены. Время затухания — это время, в течение которого амплитуда моды затухает до e −1 . Было обнаружено большое разнообразие различных механизмов, но сила их воздействия различается в зависимости от режима.

  • Поскольку относительные концентрации протонов, нейтронов и электронов изменяются, небольшая часть энергии будет уноситься за счет излучения нейтрино. Время затухания очень велико, поскольку легкие нейтрино не могут отобрать у системы много энергии.
  • Колеблющееся магнитное поле излучает электромагнитное излучение, мощность которого в основном зависит от мощности магнитного поля. Механизм не очень прочный, время затухания достигает дней и даже лет.
  • Гравитационное излучение много обсуждалось, и считается, что время затухания составляет порядка десятых долей миллисекунды.
  • Когда ядро ​​и кора нейтронной звезды движутся друг против друга, возникает внутреннее трение, в результате которого выделяется меньшая часть энергии. Этот механизм не был тщательно исследован, но считается, что время затухания составляет несколько лет.
  • Когда кинетическая энергия колебаний преобразуется в тепловую энергию в результате неадиабатических эффектов , существует вероятность выделения значительной энергии, хотя этот механизм трудно исследовать. [11]

Наблюдения

[ редактировать ]

На данный момент большая часть данных о колебаниях нейтронных звезд поступает от взрывов четырех конкретных повторителей мягкого гамма-излучения , SGR, особенно от события 27 декабря 2004 года от SGR 1806-20 . Поскольку наблюдалось так мало событий, мало что известно наверняка о нейтронных звездах и физике их колебаний. Всплески, необходимые для анализа, случаются спорадически и относительно кратковременны. Учитывая ограниченность знаний, многие уравнения, описывающие физику вокруг этих объектов, параметризованы так, чтобы соответствовать наблюдаемым данным, а там, где данные не найдены, вместо них используются солнечные значения. Однако, благодаря большему количеству проектов, способных наблюдать подобные взрывы с более высокой точностью, и обнадеживающему развитию исследований w-режима, будущее выглядит многообещающим для лучшего понимания одного из самых экзотических объектов Вселенной.

Эти колебания можно наблюдать с помощью гравитационно-волновых обсерваторий , таких как LISA . Подобные наблюдения несут важную информацию о составе вещества нейтронной звезды, а также фундаментальную информацию о самой природе пространства-времени . [14]

См. также

[ редактировать ]
  1. ^ М. Кунья; и др. (2007). «Астеросейсмология и интерферометрия». Обзор астрономии и астрофизики . 14 (3–4): 217–360. arXiv : 0709.4613 . Бибкод : 2007A&ARv..14..217C . дои : 10.1007/s00159-007-0007-0 . S2CID   16590095 .
  2. ^ Чжэн, Сяопин; Пан, Нана; Чжан, Ли; Баглин, А.; Биго, Л.; Браун, ТМ; Катала, К.; Криви, OL; Домичиано де Соуза, А.; Эггенбергер, П.; Гарсия, PJV; Грюндал, Ф.; Кервелла, П.; Курц, Д.В.; Матиас, П.; Мильо, А.; Монтейро, MJPFG; Перрен, Г.; Пайперс, ФП; Пурбе, Д.; Квирренбах, А.; Руссле-Перро, К.; Тейшейра, TC; Тевенен, Ф.; Томпсон, MJ (2007). «Вращение XTE J1739-285 на 1122 Гц как зонд кварковой материи внутри нейтронной звезды». arXiv : 0712.4310 . Бибкод : 2007arXiv0712.4310Z . {{cite journal}}: Для цитирования журнала требуется |journal= ( помощь )
  3. ^ Бенхар, Омар; Берти, Эмануэле; Феррари, Валерия (11 декабря 1999 г.). «Отпечаток уравнения состояния на осевых w-модах колеблющихся нейтронных звезд» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 310 (3): 797–803. arXiv : gr-qc/9901037 . Бибкод : 1999MNRAS.310..797B . дои : 10.1046/j.1365-8711.1999.02983.x . ISSN   0035-8711 . S2CID   12005656 .
  4. ^ П.Н. Макдермотт; и др. (1987). «Нерадиальные колебания нейтронных звезд». Астрофизический журнал . 325 : 726–748. Бибкод : 1988ApJ...325..725M . дои : 10.1086/166044 .
  5. ^ К.Д. Коккотас; Б. Ф. Шютц (1986). «Нормальные режимы модельной излучающей системы». Общая теория относительности и гравитация . 18 (9): 913–921. Бибкод : 1986GReGr..18..913K . дои : 10.1007/BF00773556 . hdl : 11858/00-001M-0000-0013-0EFE-7 . S2CID   118493556 .
  6. ^ Ю. Кодзима (1988). «Два семейства нормальных мод в релятивистских звездах» . Успехи теоретической физики . 79 (3): 665–675. Бибкод : 1988PThPh..79..665K . дои : 10.1143/PTP.79.665 .
  7. ^ К.Д. Коккотас; Б. Ф. Шютц (1992). «W-моды — новое семейство нормальных мод пульсирующих релятивистских звезд» (PDF) . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 255 : 119–128. Бибкод : 1992MNRAS.255..119K . дои : 10.1093/mnras/255.1.119 .
  8. ^ С. Чандрасекхар ; В. Феррари (август 1991 г.). «О нерадиальных колебаниях звезды. III - Переосмысление осевых мод». Труды Лондонского королевского общества А. 434 (1891): 449–457. Бибкод : 1991RSPSA.434..449C . дои : 10.1098/rspa.1991.0104 . S2CID   120817751 .
  9. ^ Н. Андерссон; Ю. Кодзима; К.Д. Коккотас (1996). «О спектрах колебаний сверхкомпактных звезд: обширный обзор гравитационно-волновых режимов». Астрофизический журнал . 462 : 855. arXiv : gr-qc/9512048 . Бибкод : 1996ApJ...462..855A . дои : 10.1086/177199 . S2CID   14983427 .
  10. ^ М. Лейнс; Х.-П. Ноллерт; М. Х. Соффель (1993). «Нерадиальные колебания нейтронных звезд: новая ветвь сильно затухающих нормальных мод». Физический обзор D . 48 (8): 3467–3472. Бибкод : 1993PhRvD..48.3467L . дои : 10.1103/PhysRevD.48.3467 . ПМИД   10016616 .
  11. ^ Jump up to: а б Р. Нильссон (2005), магистерская диссертация (Лундская обсерватория), Высокоскоростная астрофизика: погоня за колебаниями нейтронных звезд.
  12. ^ К. Коккотас; Б. Шмидт (1999). «Квазинормальные режимы звезд и черных дыр» . Живые обзоры в теории относительности . 2 (1): 2. arXiv : gr-qc/9909058 . Бибкод : 1999LRR.....2....2K . дои : 10.12942/lrr-1999-2 . ПМЦ   5253841 . ПМИД   28191830 .
  13. ^ Р. Дункан (1998). «Глобальные сейсмические колебания в повторителях мягкого гамма-излучения». Письма астрофизического журнала . 498 (1): Л45–Л49. arXiv : astro-ph/9803060 . Бибкод : 1998ApJ...498L..45D . дои : 10.1086/311303 . S2CID   5456440 .
  14. ^ Лау, Майк Ю.М.; Мандель, Илья; Винья-Гомес, Алехандро; Нейссел, Коэнраад Дж; Стивенсон, Саймон; Сесана, Альберто (01 марта 2020 г.). «Обнаружение двойных нейтронных звезд с помощью LISA» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 492 (3): 3061–3072. arXiv : 1910.12422 . дои : 10.1093/mnras/staa002 . ISSN   0035-8711 .
[ редактировать ]
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 8617db414f103548af7badd55fe1cd78__1721165100
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/86/78/8617db414f103548af7badd55fe1cd78.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Neutron-star oscillation - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)