[论文解读] R-Mode Oscillations and Spindown of Young Rotating Magnetic Neutron Stars

Wynn C. G. Ho, Dong Lai|Dec 15, 1999

Pulsars and Gravitational Waves Research被引用 28

一句话总结

本文研究了年轻、快速旋转的磁性中子星中的r模振荡，分析了磁制动和电磁波辐射如何影响自转减慢与引力波辐射。研究发现，当磁场大于10^14 G时，磁制动显著改变自转减慢速率与波形；当磁场超过约10^13 G时，阿尔芬波辐射成为主导的r模驱动机制，使不稳定性阈值和模频率发生高达0.5%的改变（在10^16 G时）。

ABSTRACT

Recent work has shown that a young, rapidly rotating neutron star loses angular momentum to gravitational waves generated by unstable r-mode oscillations. We study the spin evolution of a young, magnetic neutron star including both the effects of gravitational radiation and magnetic braking (modeled as magnetic dipole radiation). Our phenomenological description of nonlinear r-modes is similar to, but distinct from, that of Owen et al. (1998) in that our treatment is consistent with the principle of adiabatic invariance in the limit when direct driving and damping of the mode are absent. We show that, while magnetic braking tends to increase the r-mode amplitude by spinning down the neutron star, it nevertheless reduces the efficiency of gravitational wave emission from the star. For B >= 10^14 ( us/300 Hz)^2 G, where us is the spin frequency, the spindown rate and the gravitational waveforms are significantly modified by the effect of magnetic braking. We also estimate the growth rate of the r-mode due to electromagnetic (fast magnetosonic) wave emission and due to Alfven wave emission in the neutron star magnetosphere. The Alfven wave driving of the r-mode becomes more important than the gravitational radiation driving when B >= 10^13 ( us/150 Hz)^3 G; the electromagnetic wave driving of the r-mode is much weaker. Finally, we study the properties of local Rossby-Alfven waves inside the neutron star and show that the fractional change of the r-mode frequency due to the magnetic field is of order 0.5 (B/10^16 G)^2 ( us/100 Hz)^-2.

研究动机与目标

• 理解磁制动如何影响年轻、快速旋转中子星的自转演化与引力波辐射。
• 评估电磁波辐射（特别是快速磁声波与阿尔芬波）在驱动r模不稳定性中的作用。
• 研究磁场如何通过局域罗斯比-阿尔芬波相互作用改变r模频率与结构。
• 量化引力辐射与电磁波驱动r模的过渡过程作为磁场强度的函数。

提出的方法

• 采用与Owen等人（1998）不同的、符合绝热不变量的非线性r模演化现象学模型。
• 通过结合引力辐射 timescale τ_GR 与黏性阻尼 τ_V，并引入偶极辐射形式的磁制动，模拟自转演化。
• 利用矢量球谐函数与多极展开（Jackson 1975）计算由r模引起的速度扰动所产生的电磁波辐射。
• 从三个频率分量：ω、ω−Ω_s 与 ω+Ω_s 推导电磁波辐射的功率，其中主要贡献来自 ω 与 ω−Ω_s。
• 通过计算电磁波与引力辐射驱动 timescale 的比值，评估相对不稳定性增长率。
• 利用局域罗斯比-阿尔芬波分析评估磁场引起的r模频率偏移，得出频率的相对变化量为 0.5×(B/10^16 G)^2×(ν_s/100 Hz)^{-2}。

实验结果

研究问题

• RQ1 磁制动如何改变r模驱动中子星的自转减慢速率与引力波形？
• RQ2 与引力辐射相比，阿尔芬波辐射在何种磁场强度下成为r模的主要驱动机制？
• RQ3 磁场如何通过局域罗斯比-阿尔芬波耦合改变r模频率与结构？
• RQ4 快速磁声波与阿尔芬波辐射在驱动r模不稳定性中的相对重要性如何？

主要发现

• 当磁场 B ≥ 10^14 G 且自旋频率 ν_s ≥ 300 Hz 时，磁制动显著改变自转减慢速率与引力波形。
• 当 B ≥ 10^13 G × (ν_s/150 Hz)^3 时，阿尔芬波辐射比引力辐射更有效地驱动r模。
• 电磁波对r模的驱动远弱于引力辐射驱动，驱动 timescale 的比值为 τ_EM/τ_GR ≈ 0.47 M_1.4^{-2} R_10^2 B_16^2 (100 Hz / ν_s)^2。
• 由于磁场引起的r模频率相对变化量约为 0.5 × (B/10^16 G)^2 × (ν_s/100 Hz)^{-2}。
• 磁制动通过减慢恒星自转而增加r模振幅，但降低了引力波辐射的效率。
• r模不稳定性主要对初始自旋快、磁场强（>10^14 G）的原磁星具有实际意义。