Neutronstjärnoscillation

Asteroseismologi studerar solens och andra stjärnors inre struktur med hjälp av oscillationer. Dessa kan studeras genom att tolka det tidsmässiga frekvensspektrum som förvärvats genom observationer. På samma sätt kan de mer extrema neutronstjärnorna studeras och förhoppningsvis ge oss en bättre förståelse för neutronstjärnans inre och hjälpa till att bestämma tillståndsekvationen för materia vid kärndensiteter. Forskare hoppas också kunna bevisa, eller förkasta, förekomsten av så kallade kvarkstjärnor , eller konstiga stjärnor, genom dessa studier. Grundläggande information kan erhållas om den allmänna relativitetsteorin genom att observera gravitationsstrålningen från oscillerande neutronstjärnor.


Jämförelse mellan förutspådda frekvenser i en helt flytande och i en trekomponent neutronstjärnemodell. McDermott, PN (1985). "De icke-radiala oscillationsspektra för neutronstjärnor". The Astrophysical Journal . 297 : L37. Bibcode : 1985ApJ...297L..37M . doi : 10.1086/184553 . ; Återges med tillstånd [ citat behövs ] från American Astronomical Society

Typer av svängningar

Svängningssätten är indelade i undergrupper, var och en med olika karakteristiska beteende. Först delas de in i toroidala och sfäriska lägen, med de senare ytterligare indelade i radiella och icke-radiala lägen. Sfäriska lägen är svängningar i radiell riktning medan toroidformer svänger horisontellt , vinkelrätt mot den radiella riktningen. De radiella lägena kan betraktas som ett specialfall av icke-radiala, som bevarar stjärnans form i svängningarna, medan de icke-radiala inte gör det. I allmänhet beaktas endast de sfäriska lägena i studier av stjärnor, eftersom de är lättast att observera, men de toroidformade lägena kan också studeras.

I solen har bara tre typer av lägen hittats hittills, nämligen p-, g- och f-lägen. Helioseismologi studerar dessa lägen med perioder inom intervallet minuter, medan för neutronstjärnor är perioderna mycket kortare, ofta sekunder eller till och med millisekunder.

  • p-lägen eller trycklägen, bestäms av den lokala ljudhastigheten i stjärnan, därför kallas de också ofta för akustiska lägen. Mycket beroende av neutronstjärnans densitet och temperatur drivs de av inre tryckfluktuationer i stjärnmediet. Typiska förutsagda perioder ligger runt 0,1 ms.
  • g-lägen eller gravitationslägen, har flytkraft som återställande kraft, men bör inte förväxlas med gravitationsvågor . G-lägena är begränsade till de inre områdena av en neutronstjärna med en solid skorpa och har förutspått svängningsperioder mellan 10 och 400 ms. Men det förväntas också långperiodiga g-lägen som oscillerar under perioder längre än 10 s.
  • f-lägen eller fundamentala lägen, är g-lägen begränsade till neutronstjärnans yta, liknande krusningar i en damm. Förutspådda perioder är mellan 0,1 och 0,8 ms.

De extrema egenskaperna hos neutronstjärnor tillåter flera andra typer av lägen.

  • s-lägen eller skjuvningslägen, förekommer i två fall; en i det superfluidiga inre och en i den fasta skorpan. I skorpan är de främst beroende av skorpans skjuvmodul . Förutspådda perioder sträcker sig mellan några millisekunder och tiotals sekunder.
  • i-lägen eller gränssnittslägen, uppträder vid gränserna för neutronstjärnans olika lager, vilket orsakar vandringsvågor med perioder som beror på den lokala densiteten och temperaturen vid gränssnittet. Typiska förutsagda perioder ligger runt några hundra millisekunder.
  • t-moder eller torsionsmoder, orsakas av materialrörelser tangentiellt mot ytan i skorpan. Förutspådda perioder är kortare än 20 ms.
  • r-lägen eller Rossby-lägen (en andra typ av toroidläge) visas bara i roterande stjärnor och orsakas av Corioliskraften som fungerar som återställande kraft längs ytan. Deras perioder är i samma ordning som stjärnans rotation. En fenomenologisk beskrivning kan hittas i [1]
  • w-lägen eller gravitationsvågslägen är en relativistisk effekt som sprider energi genom gravitationsvågor. Deras existens antyddes först genom ett enkelt modellproblem av Kokkotas och Schutz och verifierades numeriskt av Kojima, vars resultat korrigerades och utökades av Kokkotas och Schutz. Karakteristiska egenskaper för dessa lägen är frånvaron av någon betydande vätskerörelse och deras snabba dämpningstider på tiondels sekunder. Det finns tre typer av w-lägessvängningar: krökning, fångade och gränssnittslägen, med förutspådda perioder inom området mikrosekunder.
    • Instängda lägen skulle existera i extremt kompakta stjärnor. Deras existens föreslogs av Chandrasekhar och Ferrari, men hittills har ingen realistisk statsekvation hittats som tillåter bildandet av stjärnor som är tillräckligt kompakta för att stödja dessa lägen.
    • Krökningslägen finns i alla relativistiska stjärnor och är relaterade till rumtidskrökningen. Modeller och numeriska studier tyder på ett obegränsat antal av dessa lägen.
    • Gränssnittslägen eller wII-lägen påminner något om akustiska vågor som sprids från en hård sfär; det verkar finnas ett ändligt antal av dessa lägen. De dämpas snabbt på mindre än en tiondels millisekund och skulle därför vara svåra att observera.

Mer detaljer om stjärnpulsationslägen och en jämförelse med svarta håls pulsationslägen finns i Living Review av Kokkotas och Schmidt.

Oscillationsexcitation

I allmänhet orsakas svängningar när ett system störs från sin dynamiska jämvikt, och systemet, med hjälp av en återställningskraft, försöker återgå till det jämviktstillståndet. Svängningarna i neutronstjärnor är förmodligen svaga med små amplituder, men spännande dessa svängningar kan öka amplituderna till observerbara nivåer. En av de allmänna excitationsmekanismerna är efterlängtade utbrott, jämförbara med hur man skapar en ton när man slår en klocka. Träffen tillför energi till systemet, vilket exciterar svängningarnas amplituder till större magnitud, och är därför lättare att observera. Förutom sådana utbrott, flare som de ofta kallas, har andra mekanismer föreslagits för att bidra till dessa excitationer:

  • Kärnkollapsen under en supernova som producerar en neutronstjärna är en bra kandidat eftersom den frigör enorma mängder energi.
  • För ett binärt system med minst en neutronstjärna kan ackretionsprocessen när materia strömmar in i stjärnan vara en källa till måttligt hög energi.
  • Gravitationsstrålning frigörs när komponenterna i ett binärt system rör sig närmare varandra och frigör energi som kan vara tillräckligt energisk för synliga excitationer.
  • Så kallad plötslig fasövergång (liknande vattenfrysning) under övergångar till t.ex. en konstig stjärna eller ett pionkondensat. Detta frigör energi som delvis kan kanaliseras till excitationer.

Lägesdämpning

Svängningarna dämpas genom olika processer i neutronstjärnan som ännu inte är helt förstådda. Dämpningstiden är tiden för en mods amplitud att avta till e −1 . En stor mängd olika mekanismer har hittats, men styrkan i deras påverkan skiljer sig åt mellan olika lägen.

  • När de relativa koncentrationerna av protoner, neutroner och elektroner förändras, kommer en liten del av energin att transporteras bort genom neutrinemission. Dämpningstiderna är mycket långa eftersom de lätta neutrinerna inte kan avlasta mycket energi från systemet.
  • Ett oscillerande magnetfält avger elektromagnetisk strålning med en effekt som huvudsakligen är beroende av magnetfältets. Mekanismen är inte särskilt stark med dämpningstider som når dagar och till och med år.
  • Gravitationsstrålning har diskuterats mycket, med dämpningstider som tros vara i storleksordningen tiondelar av millisekunder.
  • När kärnan och skorpan i en neutronstjärna rör sig mot varandra uppstår intern friktion som frigör en mindre del av energin. Denna mekanism har inte undersökts noggrant, men dämpningstiderna tros ligga inom intervallet år.
  • När den kinetiska energin för svängningarna omvandlas till termisk energi i icke- adiabatiska effekter , finns det en möjlighet att betydande energi kan frigöras, även om denna mekanism är svår att undersöka.

Observationer

Hittills kommer de flesta data om neutronstjärnoscillationer från sprängningarna från fyra specifika Soft Gamma Repeaters, SGR, speciellt händelsen den 27 december 2004 från SGR 1806-20 . Eftersom så få händelser har observerats, är lite känt säkert om neutronstjärnor och fysiken i deras svängningar. De utbrott som är avgörande för analyser sker endast sporadiskt och är relativt korta. Med tanke på den begränsade kunskapen är många av ekvationerna som omger fysiken kring dessa objekt parametriserade för att passa observerade data, och där data inte kan hittas används istället solvärden. Men med fler projekt som kan observera den här typen av explosioner med högre noggrannhet, och den hoppfulla utvecklingen av w-mode-studier, ser framtiden lovande ut för bättre förståelse av ett av universums mest exotiska objekt.

Dessa svängningar kan observeras genom en gravitationsvåg observatorier , som LISA . Den här typen av observationer bär viktig information om materieinnehållet i en neutronstjärna, såväl som grundläggande information om själva rumtidens natur.

Se även

externa länkar

Hämtad från " https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Neutron-star_oscillation&oldid=1138754677 "