[논문 리뷰] Rotating compact strange stars

D. Rosińska, T. Bulik외 5명|arXiv (Cornell University)|2000. 07. 01.

Pulsars and Gravitational Waves Research인용 수 3

한 줄 요약

이 논문은 Dey 등(1998)이 제시한 QCD 기반 상태방정식을 사용하여 균일하게 회전하는 이상한 별의 수치 모델을 제시하며, 이러한 별이 중성자별보다 훨씬 높은 최대 질량과 회전 주파수를 달성할 수 있음을 보여준다. 주요 결과로는 키퍼러니안 구성이 항상 가장 빠르게 독는 모델은 아니며, T/W 비율이 0.2를 초과하여 강한 회전 지지와 높은 주파수 잠재력을 나타낸다.

ABSTRACT

We compute numerical models of uniformly rotating strange stars (SS) in general relativity for the recently proposed QCD-based equation of state (EOS) of strange quark matter (Dey et al. 1998). Static models based on this EOS are characterised by a larger surface redshift than strange stars within the MIT bag model. The frequencies of the fastest rotating configurations described by Dey model are much higher than these for neutron stars (NS) and for the simplest SS MIT bag model. We determine a number of physical parameters for such stars and compare them with those obtained for NS. We construct constant baryon mass equilibrium sequences both normal and supramassive. Similarly to the NS a supramassive SS, prior to collapse to a black hole, spins up as it loses angular momentum. We find the upper limits on maximal masses and maximal frequencies of the rotating configurations. We show that the maximal rotating frequency for each of considered evolutionary sequences is never the Keplerian one. A normal and low mass supramassive strange stars gaining angular momentum always slows down just before reaching the Keplerian limit. For a high mass supramassive SS sequence the Keplerian configuration is the one with the lowest rotational frequency in the sequence. The value of $T/W$ for rapidly rotating SS of any mass is significantly higher than those for ordinary NS. For Keplerian configurations it increases as mass decreases. The results are robust for all linear self-bound equations of state.

연구 동기 및 목표

• 절대적으로 안정한 이상한 쿼크 물질을 묘사하는 QCD 기반 상태방정식(SS1 및 SS2)을 적용한 회전하는 이상한 별의 구조와 평형 시퀀스를 조사하기 위해.
• 이상한 별의 성질을 중성자별 및 MIT 백색 모델 이상한 별과 비교하여, 특히 최대 질량과 최대 회전 주파수 한계에 중점을 두기 위해.
• 이러한 별의 천체물리적 함의를 규명하기 위해, 특히 LMXB에서 관측되는 고주파수 kHz QPO를 설명하는 데서의 역할과 밀접한 관련된 밀도 있는 천체의 진화 경로를 다루기 위해.
• 각운동량 손실 중 초과질량 이상한 별의 거동를 분석하여, 블랙홀 붕괴 전에 어떻게 스핀업하는지를 다루기 위해.

제안 방법

• Dey 등(1998)이 유도한 QCD 기반 상태방정식(SS1 및 SS2)을 사용하여 균일하게 회전하는 이상한 별의 일정한 비량질량 평형 시퀀스를 수치적으로 구성하기 위해.
• 일반 상대성 이론의 아인슈타인 장 방정식을 풀어 균일하게 회전하는 구성에 대해, 특히 준경량 진동에 대한 안정성 한계와 키퍼러니안 질량 분리 한계에 중점을 두기 위해.
• 중력 질량, 비량질량, 회전 주파수, 그리고 회전 에너지 대 중력 에너지 비율(T/W)과 같은 물리적 매개변수를 정상 및 초과질량 시퀀스에 대해 계산하기 위해.
• 결과를 중성자별 모델 및 MIT 백색 모델과 비교하여 최대 질량, 최대 주파수, T/W 비율의 차이를 평가하기 위해.
• 최대 질량 시퀀스와 키퍼러니안 한계의 교차점을 식별하여 질량과 주파수의 상한선을 결정하기 위해.
• 진화 시퀀스를 분석하여 각운동량과 회전 주파수의 변화를 추적하며, 특히 블랙홀 붕괴에 가까운 초과질량 별의 경우에 중점을 두기 위해.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 QCD 기반 SS1 및 SS2 상태방정식에 따르면, 회전하는 이상한 별이 달성할 수 있는 최대 질량과 회전 주파수는 무엇인가?
• RQ2 Dey 등(1998) 모델이 묘사하는 회전하는 이상한 별의 성질은 중성자별 및 MIT 백색 모델 이상한 별과 비교하여 어떻게 다를까?
• RQ3 각운동량 손실 중 초과질량 이상한 별은 어떻게 행동하는가? 블랙홀 붕괴 전에 스핀업하는가?
• RQ4 키퍼러니안 구성은 항상 가장 빠르게 독는 모델인가, 아니면 질량 분리 시작 이전에 더 높은 주파수를 달성할 수 있는가?
• RQ5 T/W 비율은 질량과 회전 주파수에 따라 어떻게 변화하는가, 그리고 이러한 변화는 이러한 별의 안정성과 관측 가능성에 어떤 함의를 지닌다?

주요 결과

• SS1 및 SS2 상태방정식에 따르면, 회전하는 이상한 별의 최대 회전 주파수는 각각 2.6 kHz와 2.8 kHz에 도달하며, 일반적인 중성자별 한계를 크게 초월한다.
• 낮은 회전 주파수에서는 최대 질량가 증가가 미미하게(2차 효과) 나타나지만, 높은 주파수에서는 최대 질량 구성이 키퍼러니안이 되며, 정적 최대 질량 대비 약 15% 증가한다.
• 회전하는 이상한 별의 최대 질량 상한선은 정적 최대 질량보다 약 40% 높으며, 이는 중성자별에서 관찰되는 것보다 훨씬 더 큰 증가율이다.
• 중성자별과 달리, 정상 및 초과질량 이상한 별의 가장 빠르게 독는 구성은 결코 키퍼러니안이 아니다. 대신, 고질량 초과질량 시퀀스에서 키퍼러니안 한계는 가장 낮은 회전 주파수에 해당한다.
• 빠르게 회전하는 이상한 별의 T/W 비율은 0.2를 초과하며, 특히 키퍼러니안 구성에서 질량이 감소할수록 증가한다. 이는 강한 회전 지지와 더 높은 관측 가능한 주파수 잠재력을 나타낸다.
• 비량질량 1.8 M☉를 가진 초과질량 이상한 별의 진화 시퀀스 분석 결과, 각운동량 손실이 붕괴 전에 스핀업을 유도하며, 이는 중성자별 모델에서 관찰된 행동과 일치한다.