奇异星体粘滞与极限旋转周期

单击此处编辑母版文本样式,第二级,第三级,第四级,第五级,*,单击此处编辑母版标题样式,奇异星的体粘滞与极限旋转周期,杨书华,（华中师范大学天体物理研究所）,Email:,2003年10月,第一部分：研究动机和背景,第二部分：关于我们的工作,提 纲,研究动机和背景,高能重离子碰撞实验中仍未找到退禁闭夸克。,天体中高温高密环境下可能发生退禁闭相变。如果,Witten(1984),的奇异夸克物质假设成立，可能存在奇异夸克星。,问题：,如何从观测上区分中子星和奇异星？,目前解决这个问题所期望的途径,质量-半径关系上的不同,极限旋转周期上的不同,热演化上的不同,表面性质的不同,我们的工作简要,我们的工作属于第二种途径的研究。,采用一个改进了的奇异夸克物态计算体粘滞系数，发现体粘滞系数提高了一到两个量级；进而得到了一个更低的最低极限旋转周期。,极限旋转周期,Kepler,极限：,实际上，转速没有达到,Kepler,极限之前，星体内一些扰动模式的引力波不稳定性已经发生。,引力波不稳定性,CFS,机制,引力波不稳定性,的产生机制是,CFS,机制。,相对论星体中，扰动会产生引力波。,转动对星体中小扰动 的影响：在惯性系看到的扰动频率为 。,如果星体转动足够快，与 的符号可能相反；此时，扰动产生的引力波所携带的角动量与扰动本身的角动量方向相反，小扰动产生引力波后不但不会衰减，反而增强，这将导致星体转速下降。,耗散机制,有粘滞的星体中，耗散机制则会耗散掉扰动的能量。,引力波辐射使扰动增长（星体转动越快，这种效应越强）,耗散机制抑制扰动的增长（耗散机制与星体的物态方程有关）。,显然：对有粘滞星体来说，存在一个临界的最高,转动频率，即所谓的,极限旋转频率,。,r-,模不稳定性,1998年之前，认为,f-,模式的不稳定性是重要的。,f-,模式对极限旋转的限制很小，极限旋转周期：,1998,年，,Andersson,指出，不考虑内部的耗散机制时，所有的转动致密星中,r-,模式都是不稳定的。,中子星的,r-,模不稳定性,Lindblom,等(1998)发现新生中子星发生,r-,模不稳定性，转动周期将会在一年内上升到20,ms，,这可以解释蟹状星云中的脉冲星的初始速度(19,ms)。,Owen,等(1998)发现,r-,模不稳定性发生时的引力波辐射可能被新一代引力波探测器探测到。,Andersson,等(1999)发现,r-,模不稳定性可以解释小质量,X,射线双星(,LMXBs,),频率数据的成团现象。,奇异星的,r-,模不稳定性,r-,模不稳定性发现后不久，,Madsen,(1998),指出由于,由于奇异夸克物质的体粘滞系数比中子物质的体粘滞系数大得多，,奇异星的最低旋转周期可达到3,ms，,而中子星的只能达到10,ms。,年轻的毫秒脉冲星很可能就是奇异星！,Bildsten(2000):,粘滞边界层的耗散是中子星内部剪切粘滞的10,5,倍，中子星的极限旋转周期可以小于2,ms。,年轻的毫秒脉冲星同样可以是中子星。,我们的结果,：,奇异星的最低旋转周期可达到1.78,ms，,它的意义在于能够更好的解释两颗最快的脉冲星数据。,Zheng Xiaoping,Yang Shuhua(2002)phys.Lett.B,Zheng Xiaoping,Yang Shuhua(2003)ApJL,中子星的,r-,模不稳定窗口,奇异星的,r-,模不稳定窗口,相对于,中子星的不稳定窗口,向低温方向移动了很多，这是因为奇异物质的体粘滞系数比核物质的大的多。,与极限旋转相关的其他可能的区分中子星和奇异星的途径,奇异星的,r-,模不稳定性窗口相比于中子星的向低温方向移动移动了很多，所以发生,r-,模不稳定时的表现与中子星有很大不同：,(1),奇异星发生,r-,模不稳定性时的制动系数很大，等于9。,Madsen(2000),(2),奇异星发生,r-,模不稳定性时可以产生持续的引力波辐射。,Andersson(2002),r-,模不稳定性的综述文献：,astro-ph/0211057,Gravitational waves from instabilities in relativistic stars,gr-qc/0010102,The r-mode instability in rotating neutron stars,关于我们的工作,（一）对物态方程的修正,（二）粘滞系数的计算,（三）极限旋转周期的计算,物态方程上的修正,先前的奇异星计算（体粘滞系数和极限旋转周期）考虑的是,理想夸克费米,气体。,我们采用,考虑介质效应的袋模型,：,Schertler,等(1997)指出，利用等离子体中的,Debye,屏蔽效应，可以将受屏蔽的粒子看作准粒子，这样，实际粒子的大部分相互作用可归结到夸克的屏蔽质量中去；另一方面，由于粒子的色荷受到屏蔽，与周围物质的相互作用很弱，因而这些准粒子组成的系统自然成为近似自由的费米气系统。,准粒子的有效质量,准粒子的有效质量定义：零动量下夸克自能的色散关系。,其中，,g,为强相互作用耦合常数。,介质效应使物态方程低能部分出现下凹，即物态,方程被软化。相互作用越强(越大)，“软化”效应越大。,介质效应对物态的影响,介质效应使相同质量奇异星的半径减小，这种影响,是很小的。,介质效应对质量-半径关系的影响,SQM,的体粘滞系数,中子星的体粘滞一般认为来自于修正的,URCA,过程。,1984年，,Q.D.Wang,和,T.Lu,指出，,SQM,的体粘滞主要来自于非轻子弱作用过程：,在简单袋模型下的计算表明，,SQM,的体粘滞系数比中子星物质大得多。,我们发现介质效应对体粘滞系数有重大的影响。,体粘滞系数的计算,为了计算体粘滞，考虑,SQM,中的一个周期性振荡，它引起单位质量,SQM,的体积 随时间变化,粘滞系数的定义式为,其中，是振荡引起的速度，是单位质量,SQM,的平均能量耗散率，它可以这样计算,于是，可得到粘滞系数为,体粘滞系数,高温近似下，不考虑介质效应时，有,其中，,考虑介质效应时，有,其中,，,尽管介质效应对物态方程和质量-半径关系的影响很小，它可以使粘滞系数增大几倍到几十倍。,介质效应对奇异星极限旋转周期,的影响,时正常奇异星的临界旋转频率与温度的关系曲线。虚线对应于无介质效应情形，实线对应于,g=5,情形。,有实际意义的是低温部分的不稳定窗口，其中,C,点,对应于最低极限旋转。,介质效应可使得最低点由,2,.5,ms,减小到1.78,ms。,非常接近于两颗转速最快的脉冲星(分别为1.56,ms,和1.61,ms)，,而且与,LXMBs,数据的上限相符合。,2,SC（,两味色超导）奇异星的临界旋转频率曲线。,先前的计算，观测数据难以确定是否排除2,SC,奇异星的存在。,考虑介质效应后，2,SC,奇异星的理论结果与观测数据完全相容。,考虑介质效应可以放松,脉冲星观测数据对,s,夸克,流质量取值的限制。,时的临界旋转频率曲线。,展 望,对,SQM,的体粘滞系数计算方面，袋模型将夸克间的非微扰相互作用用一个平均的效果(袋常数)来代替，它只对物态方程有贡献，而对输运性质没有贡献。这就是说，袋模型下计算的体粘滞系数都没有包含夸克间的非微扰相互作用。,奇异星极限旋转研究中必须考虑磁场对,SQM,输运性质的影响。而且，我们也希望计算超导、超流状态的体粘滞系数。,奇异星的引力波辐射也是一个值得探讨的课题。需要预言,r-,模不稳定性发生时辐射的引力波强度。,我们小组正在进行的一个工作：考虑一个混合星的极限旋转周期，能够更好的解释毫秒脉冲星数据。,谢谢大家！,