[論文レビュー] Bulk viscosity, r-modes, and the early evolution of neutron stars

Andreas Reisenegger, A. Bonacic|arXiv (Cornell University)|Mar 20, 2003

Pulsars and Gravitational Waves Research被引用数 4

ひとこと要約

本稿は、チャンドラセカール＝フリードマン＝シュッツ機構によって駆動されるr-モード不安定性を示す若い、高速回転する中性子星における非線形体粘性および再加熱効果を調査する。非線形体粘性が熱的フィードバックによって低振幅でのr-モードを安定化させることを示し、強いハイパーヨン体粘性と中程度の磁場を有する星では、数世紀にわたる持続的重力波放射を可能にする。

ABSTRACT

We discuss the effect of nonlinear bulk viscosity and the associated reheating on the evolution of newly born, rapidly rotating neutron stars with r-modes destabilized through the Chandrasekhar-Friedman-Schutz (CFS) mechanism. Bulk viscosity in these stars is due to the adjustment of the relative abundances of different particle species as the density of a fluid element is perturbed. It becomes nonlinear when the chemical potential difference $δμ$, measuring the chemical imbalance in the fluid element, becomes larger than the temperature $T$, which is generally much smaller than the Fermi energy. From this scale on, the bulk viscosity increases much faster with $δμ$ than predicted by the usual, linear approximation. This provides a potential saturation mechanism for stellar oscillation modes at a small to moderate amplitude. In addition, bulk viscosity dissipates energy, which can lead to neutrino emission, reheating of the star, or both. This is the first study to explicitly consider these effects in the evolution of the r-mode instability. For stars with little or no hyperon bulk viscosity, these effects are not strong enough to prevent the r-modes from growing to amplitudes $α\sim 1$ or higher, so other saturation mechanisms will probably set in earlier. The reheating effect makes spin-down occur at a higher temperature than would otherwise be the case, in this way possibly avoiding complications associated with a solid crust or a core superfluid. On the other hand, stars with a substantial hyperon bulk viscosity and a moderate magnetic field saturate their mode amplitude at a low value, which makes them gravitational radiators for hundreds of years, while they lose angular momentum through gravitational waves and magnetic braking.

研究の動機と目的

• 若い、高速回転する中性子星におけるr-モード不安定性の進化に、非線形体粘性および関連する再加熱が与える影響を検討すること。
• 非線形体粘性がr-モード振幅の飽和メカニズムとして機能し、無制限の増大を防ぐ可能性があるかどうかを評価すること。
• 粘性散逸による再加熱が、自転減速および冷却に与える影響を調査し、固体皮膚の形成や超流動性といった複雑な問題を回避する可能性を検討すること。
• ハイパーヨンが体粘性に寄与する星における、重力波放射、磁気ブレーキング、ニュートリノ冷却の相互作用をモデル化すること。

提案手法

• 標準的な体粘性形式における線形近似を排除し、体粘性およびニュートリノ放出率の完全な非線形表現を用いる。
• エネルギー散逸を修正されたUrca過程を介してモデル化し、反応率は化学ポテンシャルの不均衡δμと温度Tに依存する。次に、無次元変数u = δμ/(πT)を用いる。
• 粘性加熱を星の進化モデルに組み込み、r-モード振動からのエネルギー散逸に起因する温度変化を追跡する。
• 重力波トルク、磁気双極子ブレーキング、ニュートリノ冷却の組み合わせを用いて不安定性境界に沿った進化をシミュレートする。
• ハイパーヨン寄与の有無にかかわらず、特にdUrca過程とその冷却効果に注目して、比較を行う。
• あるシナリオでは人工的飽和を導入して加熱効果をテストするが、他のシナリオでは加熱と冷却の平衡が安定な振幅を決定する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 非線形体粘性は、中性子星におけるr-モード振幅の自己調整的飽和メカニズムを提供できるか？
• RQ2 非線形体粘性に起因する粘性加熱は、r-モード不安定な中性子星の熱的進化および自転減速にどのような影響を与えるか？
• RQ3 ハイパーヨン体粘性は、r-モードからの長期間にわたる重力波放射を可能にする役割を果たすか？
• RQ4 磁場とニュートリノ冷却は、粘性加熱とどのように相互作用し、r-モードの最終的平衡振幅を決定するか？
• RQ5 体粘性に起因する再加熱は、若い中性子星における固体皮膚や超流動コアの形成を遅らせたり、防止したりできるか？

主な発見

• 非線形体粘性は、線形理論が予測するよりもエネルギー散逸を急速に増加させ、r-モード振幅の潜在的飽和メカニズムを提供する。
• 顕著なハイパーヨン体粘性と中程度の磁場（B ~ 10^13 G）を有する星では、r-モード振幅はα ~ 10^{-6}で安定化し、約200年間にわたる持続的重力波放射を可能にする。
• 粘性散逸に起因する再加熱は、自転減速中に星の温度を上昇させ、固体皮膚や超流動コアの形成といった問題を回避する可能性を有する。
• 顕著なハイパーヨン寄与がない星では、非線形体粘性のみではr-モード振幅がα ~ 1またはそれ以上に増大することを防げない。
• 強い磁場（>10^9 G）が存在する場合、粘性加熱とニュートリノ冷却のバランスにより、星は不安定性境界に近い状態を維持でき、持続的重力波放射が可能になる。
• 自転減速 timescale は、飽和振幅の減少に伴い増加し、t_sd ~ α^{-2} 時間のスケーリングに従う。これは、非常に高速に回転する若い中性子星が観測されない理由を説明する可能性を有する。