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, даст нам лучшее понимание внутренностей нейтронных звезд и поможет в определении уравнения 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 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. В земной коре они главным образом зависят от модуля сдвига земной коры . 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 численно проверено Кодзимой [6] , чьи результаты 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 было предложено Чандрасекаром 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] предполагают неограниченное количество этих режимов.
Интерфейсные моды или wII-моды [10] чем-то похожи на акустические волны, рассеянные на твердой сфере; кажется, что существует конечное число этих режимов. Они быстро затухают менее чем за одну десятую миллисекунды, и поэтому их будет 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
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
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 посредством испускания 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
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 физики вокруг этих объектов параметризуются так, чтобы они соответствовали 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]
^ 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.
^ Н. Андерссон; Ю. Кодзима; К.Д. Коккотас (1996). «О спектрах колебаний ультракомпактных звезд: обширный обзор гравитационно-волновых режимов». Астрофизический журнал . 462 : 855. arXiv : gr-qc/9512048 . Бибкод : 1996ApJ...462..855A. дои : 10.1086/177199. S2CID 14983427.
^ 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. doi :10.1103/PhysRevD.48.3467. ПМИД 10016616.
^ ab Р. Нильссон (2005), магистерская диссертация (Лундская обсерватория), Высокоскоростная астрофизика: погоня за колебаниями нейтронных звезд.
^ 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.
^ 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.
^ 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.
Израиль, ГЛ; и другие. (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.
