奇异星的体粘滞与极限旋转周期.ppt

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 ysh 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20ms 这可以解释蟹状星云中的脉冲星的初始速度 19ms 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3ms 而中子星的只能达到10ms 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105倍 中子星的极限旋转周期可以小于2ms 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 78ms 它的意义在于能够更好的解释两颗最快的脉冲星数据 ZhengXiaoping YangShuhua 2002 phys Lett BZhengXiaoping YangShuhua 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 0211057Gravitationalwavesfrominstabilitiesinrelativisticstarsgr qc 0010102Ther modeinstabilityinrotatingneutronstars 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 5ms减小到1 78ms 非常接近于两颗转速最快的脉冲星 分别为1 56ms和1 61ms 而且与LXMBs数据的上限相符合 2SC 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2SC奇异星的存在 考虑介质效应后 2SC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