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. 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. Фундаментальную информацию об общей теории относительности можно получить, наблюдая гравитационное излучение колеблющихся нейтронных звезд.

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 Американского астрономического общества

Виды колебаний

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.
• 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. и проверено численно Кодзимой, результаты которого были исправлены и расширены Коккотасом и Шютцем. 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. 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 предложить неограниченное количество этих режимов.
  • Режимы интерфейса или wII-режимы 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.

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

Колебательное возбуждение

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:

• 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

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.

Наблюдения

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 .

См. также

• Квазипериодические колебания

Ссылки

• Израиль, ГЛ; и др. (2005). «Открытие быстрых рентгеновских колебаний в хвосте гипервспышки SGR 1806–20». Астрофизический журнал . 628 (1): L53–L56. arXiv : astro-ph/0505255 . Бибкод : 2005ApJ...628L..53I . дои : 10.1086/432615 . S2CID   119007687 .
• Стромайер, Т.Э.; Уоттс, Алабама (2005). «Открытие быстрых рентгеновских колебаний во время гигантской вспышки 1998 года от SGR 1900+14». Астрофизический журнал . 632 (2): Л111–Л114. arXiv : astro-ph/0508206 . Бибкод : 2005ApJ...632L.111S . дои : 10.1086/497911 . S2CID   2669460 .
• Пиро, Алабама; Билдстен, Л. (2005). «Поверхностные моды взрыва нейтронных звезд и рентгеновские всплески колебаний». Астрофизический журнал . 629 (1): 438–450. arXiv : astro-ph/0502546 . Бибкод : 2005ApJ...629..438P . дои : 10.1086/430777 . S2CID   12885097 .
• Пиро, Алабама; Билдстен, Л. (2005). «Волны интерфейса нейтронной звезды с корой». Астрофизический журнал . 619 (2): 1054–1063. arXiv : astro-ph/0410197 . Бибкод : 2005ApJ...619.1054P . дои : 10.1086/426682 . S2CID   11939924 .

Внешние ссылки

• Астеросейсмология звезд типа Солнца
• Венский университет