Астросейсмологія вивчає внутрішню будову Сонця та інших зір за допомогою коливань. Їх можна вивчати шляхом інтерпретації часового частотного спектру, отриманого під час спостережень. Так само можна було б вивчати більш екстремальні нейтронні зорі, що, з надією, дасть нам краще розуміння внутрішньої структури нейтронних зір і допоможе у визначенні рівняння стану матерії при ядерних щільностях.

Вчені також сподіваються довести або спростувати існування так званих кваркових зір, або дивних зір, за допомогою цих досліджень. Фундаментальну інформацію про загальну теорію відносності можна отримати, спостерігаючи гравітаційне випромінювання від осцилюючих нейтронних зір.

Типи осциляцій Режими осциляцій (коливань) поділяються на підгрупи, кожна з яких має різну характерну поведінку. Спочатку вони поділяються на тороїдальні та сферичні моди, а останні додатково поділяються на радіальні та нерадіальні моди. Сферичні моди це коливання в радіальному напрямку, тоді як тороїдальні моди коливаються горизонтально, тобто перпендикулярно до радіального напрямку.

Радіальні моди можна розглядати як окремий випадок нерадіальних, що зберігають форму зорі в коливаннях, тоді як нерадіальні цього не роблять. Зазвичай, при дослідженнях зір розглядаються лише сферичні моди, оскільки їх найлегше спостерігати, але тороїдальні моди також можуть бути вивчені.

На Сонці досі виявлено лише три типи мод, а саме p-, g- та f- моди. Геліосейсмологія вивчає ці моди з періодами в діапазоні хвилин, тоді як для нейтронних зірок періоди набагато коротші, часто секунди або навіть мілісекунди.

p-моди або моди тиску, визначаються локальною швидкістю звуку в зорі, тому їх також часто називають акустичними модами. Вони значною мірою залежать від густини та температури нейтронної зорі й зумовлені внутрішніми коливаннями тиску в зоряному середовищі. Типові прогнозовані періоди таких коливань становлять близько 0,1 мс. g-моди або гравітаційні моди мають плавучість як відновлювальну силу, але їх не слід плутати з гравітаційними хвилями . g-моди обмежені внутрішніми областями нейтронної зорі з твердою корою та мають передбачені періоди коливань від 10 до 400 мс. Однак також очікуються довгоперіодні g-моди, що коливаються з періодами, довшими за 10 с. f-моди або фундаментальні моди — це g-моди, обмежені поверхнею нейтронної зорі, подібно до брижів у ставку. Прогнозовані періоди становлять від 0,1 до 0,8 мс.

Екстремальні властивості нейтронних зірок допускають існування кількох інших типів мод.

s-моди або зсувні моди з'являються у двох випадках: один у надплинній внутрішній області, а інший у твердій корі. У земній корі вони головним чином залежать від модуля зсуву земної кори. Прогнозовані періоди коливаються від кількох мілісекунд до десятків секунд. i-моди, або міжфазні моди, виникають на межах між різними шарами нейтронної зорі, спричиняючи біжучі хвилі з періодами, що залежать від локальної густини та температури на межі розділу. Типові прогнозовані періоди становлять близько кількох сотень мілісекунд. t-моди, або крутильні моди, зумовлені рухом речовини вздовж поверхні в корі нейтронної зорі. Прогнозовані періоди є меншими за 20 мс. r-моди, або моди Россбі (другий тип тороїдальних мод), виникають лише в зорях, що обертаються, і зумовлені дією сили Коріоліса, яка виконує роль відновлювальної сили вздовж поверхні зорі. Їхні періоди мають той самий порядок величини, що й період обертання зорі. Феноменологічний опис можна знайти в w-моди або гравітаційно-хвильові моди — це релятивістський ефект, що розсіює енергію через гравітаційні хвилі. Їхнє існування вперше було запропоновано за допомогою простої модельної задачі Коккотасом та Шутцем та підтверджено чисельно Кодзімою, результати якого були скориговані та розширені Коккотасом та Шутцем. Характерними властивостями цих режимів є відсутність будь-якого значного руху рідини та швидкий час затухання, що становить десяті частки секунди. Існує три типи коливань w-моди: кривизни, захоплені та інтерфейсні коливання, з прогнозованими періодами в діапазоні мікросекунд. Захоплені моди існували б у надзвичайно компактних зорях. Їхнє існування було висловлено Чандрасехаром та Феррарі, але досі не було знайдено жодного реалістичного рівняння стану, яке б дозволяло формування зірок, достатньо компактних для підтримки цих мод. Моди кривизни існують у всіх релятивістських зорях і пов'язані з кривизною простору-часу. Моделі та числові дослідження припускають необмежену кількість цих режимів. Інтерфейсні моди або wII-моди дещо схожі на акустичні хвилі, розсіяні на твердій сфері; здається, що існує скінченна кількість цих мод. Вони швидко згасають менш ніж за десяту частку мілісекунди, тому їх важко спостерігатиR. Nilsson (2005), MSc Thesis (Lund Observatory), High-speed astrophysics: Chasing neutron-star oscillations..

Більш детальну інформацію про режими пульсації зірок та порівняння з режимами пульсації чорних дір можна знайти в огляді «Живий огляд» Коккотаса та Шмідта.

Збудження коливань Коливання зазвичай виникають, коли система виходить зі стану динамічної рівноваги, після чого під дією сили відновлення прагне повернутися до рівноважного стану. У нейтронних зорях такі коливання, ймовірно, мають малі амплітуди, однак їх збудження може призводити до зростання амплітуди до рівня, доступного для спостережень. Одним із найпоширеніших механізмів збудження є спалахи, які можна порівняти з виникненням звуку під час удару по дзвону. Подібно до того, як удар передає системі енергію та збільшує амплітуду її коливань, спалахи збуджують коливання нейтронної зорі, роблячи їх більш придатними для спостереження. Крім таких спалахів, було запропоновано й інші механізми, здатні спричиняти збудження коливань:

Руйнування ядра під час спалаху наднової, яке призводить до утворення нейтронної зорі, є одним із хороших кандидатів, оскільки вивільняє величезну кількість енергії. Для подвійної системи з принаймні однією нейтронною зорею процес акреції, коли речовина втікає в зорю, може бути джерелом помірно високої енергії. Гравітаційне випромінювання вивільняється, коли компоненти подвійних систем спірально зближуються один до одного, вивільняючи енергію, яка може бути достатньою для видимих збуджень. Так званий раптовий фазовий перехід (подібний до замерзання води) під час переходів, наприклад, до дивної зорі або піонного конденсату. Це вивільняє енергію, яку частково можна було б спрямувати на збудження.

Демпфування режиму Коливання затухають через різні процеси в нейтронній зорі, які ще не повністю вивчені. Час затухання – це час, необхідний для спаду амплітуди моди до e−1. Було виявлено широкий спектр різних механізмів, але сила їхнього впливу відрізняється залежно від режиму.

Оскільки відносні концентрації протонів, нейтронів та електронів змінюються, невелика частина енергії системи витрачається на випромінювання нейтрино. Часи затухання є дуже тривалими, оскільки легкі нейтрино не здатні ефективно виносити значну кількість енергії із системи. Коливальне магнітне поле створює електромагнітне випромінювання, потужність якого переважно залежить від величини магнітного поля. Цей механізм не є дуже ефективним, а часи затухання можуть становити від кількох днів до кількох років. Гравітаційне випромінювання широко обговорювалося, при цьому часи затухання оцінюються як такі, що мають порядок десятих часток мілісекунди. Коли ядро та кора нейтронної зорі рухаються відносно одне одного, виникає внутрішнє тертя, яке призводить до вивільнення меншої частини енергії. Цей механізм не був детально досліджений, однак вважається, що час затухання становить кілька років. Коли кінетична енергія коливань перетворюється на теплову енергію в неадіабатичних умовах, існує ймовірність вивільнення значної кількості енергії, хоча цей механізм важко дослідити.

Спостереження Досі більшість даних про коливання нейтронних зірок отримано від вибухів чотирьох специфічних м'яких гамма-ретрансляторів (SGR), особливо події 27 грудня 2004 року від SGR 1806-20. Оскільки спостерігалося так мало подій, про нейтронні зорі та фізику їхніх коливань достеменно мало що відомо. Спалахи, життєво важливі для аналізу, трапляються лише епізодично та є відносно короткими. З огляду на обмежені знання, багато рівнянь, що описують фізику цих об'єктів, параметризуються відповідно до спостережуваних даних, а там, де дані відсутні, використовуються значення сонячної активності. Однак, з появою більшої кількості проєктів, здатних спостерігати такі вибухи з вищою точністю, та обнадійливим розвитком досліджень w-моди, майбутнє виглядає багатообіцяючим для кращого розуміння одного з найекзотичніших об'єктів Всесвіту.

Ці коливання можна спостерігати за допомогою гравітаційно-хвильових обсерваторій, таких як LISA. Такі спостереження несуть важливу інформацію про вміст речовини нейтронної зорі, а також фундаментальну інформацію про саму природу простору-часу.

Див. також

Квазіперіодичні осциляції

Посилання

Додаткова література

Зовнішні посилання

Астеросейсмологія зір, подібних до Сонця Віденський університет