中子星-白矮星合併中與 r 模式不穩定性相關的重力波

Temel Kavramlar

質量較大的白矮星 (≳1M⊙) 與中子星合併時，吸積中子星的 r 模式不穩定性會產生可被 aLIGO 和 ET 探測到的強重力波，並可能伴隨特殊的電磁現象。

Özet

文章摘要
本文研究了質量較大的白矮星 (≳1M⊙) 與中子星合併過程中，吸積中子星的 r 模式不穩定性及其產生的重力波。作者考慮了兩種吸積盤模型：恆定熵效應風 (CEEW) 和高熵正常風 (HENW)。
主要發現

CEEW 模型預測的吸積率更高，導致最終中子星的質量、自旋頻率、環形磁場和溫度都高於 HENW 模型。
r 模式不穩定性和環形磁場都會產生重力波。CEEW 模型預測的重力波信號比 HENW 模型強得多，並且在 10 Gpc 的距離上都能被 aLIGO 和 ET 探測到。
這些重力波信號可能與特殊的長伽瑪射線暴、快速藍色光學瞬變和快速射電暴等電磁現象相關聯。
研究意義

本文的研究結果表明，中子星-白矮星合併是 aLIGO 和 ET 的潛在重力波源。
通過觀測這些重力波信號，我們可以研究中子星的 r 模式不穩定性、吸積過程以及合併事件的電磁對應體。
局限性和未來研究方向

本文採用了簡化的中子星模型，未來需要考慮更真實的狀態方程和 r 模式不穩定性窗口的修正。
目前對中子星-白矮星合併的數值模擬時間尺度較短，未來需要進行更長時間尺度的模擬以獲得更準確的結果。

İstatistikler

白矮星的質量≳1M⊙。
CEEW 模型的峰值吸積率約為 0.046M⊙s−1。
CEEW 模型中最終中子星的質量約為 1.64M⊙。
CEEW 模型中最終中子星的峰值自旋頻率約為 690 Hz。
CEEW 模型中最終中子星的環形磁場強度約為 5×10^16 G。
CEEW 模型中最終中子星的峰值溫度約為 1.8×10^10 K。
中子星-白矮星合併的體積事件率估計為 ∼90 −5800 Gpc−3 yr−1。

Alıntılar

"Obviously, these GWs for both the CEEW and HENW scenarios, are much stronger than those associated with r-mode instability and magnetic deformation induced by r-mode instability in NS-WD binaries categorized as IMXBs or LMXBs [12, 15–17]."
"In a word, these strong GW emissions and potential high event rate make such NS-WD mergers interesting sources for aLIGO and ET."
"As a result, the types of GWs discussed in Section IV could potentially accompany these EM events, offering valuable insights into the merger process and the progenitor nature."

Önemli Bilgiler Şuradan Elde Edildi

Gravitational waves associated with the r-mode instability from neutron star-white dwarf mergers

by Shu-Qing Zho... : arxiv.org 10-07-2024

https://arxiv.org/pdf/2410.03172.pdf

Daha Derin Sorular

除了 aLIGO 和 ET 之外，還有哪些其他的重力波探測器可以探測到中子星-白矮星合併產生的重力波？

除了 aLIGO（進階雷射干涉儀重力波天文台）和 ET（愛因斯坦望遠鏡）之外，還有其他一些重力波探測器可能探測到中子星-白矮星合併產生的重力波，具體取決於重力波信號的頻率範圍：

對於高頻重力波（∼100-1000 Hz）：

KAGRA（神岡重力波探測器）： 位於日本的神岡礦山，KAGRA 的靈敏度與 aLIGO 相當，可以探測到來自 r 模式不穩定性和磁變形產生的高頻重力波。
未來探測器： 例如宇宙探險家（Cosmic Explorer）和愛因斯坦望遠鏡的後續項目，將具有更高的靈敏度，可以探測到更遙遠、更微弱的中子星-白矮星合併事件。

對於低頻重力波（∼10⁻⁴-1 Hz）：

LISA（雷射干涉太空天線）： 預計於 2030 年代發射，LISA 將在太空中運行，對低頻重力波非常敏感，可以探測到中子星-白矮星雙星系統在合併前的軌道運動產生的重力波。
太極（Taiji）： 中國計劃中的太空重力波探測器，與 LISA 類似，也將探測低頻重力波。
天琴（TianQin）： 另一個中國計劃中的太空重力波探測器，將專注於探測更低頻的重力波。
需要注意的是，中子星-白矮星合併產生的重力波信號相對較弱，探測難度較大。上述探測器能否實際探測到這些信號，還取決於合併事件的距離、白矮星的質量以及探測器的靈敏度等因素。

如果白矮星的質量小於 1M⊙，那麼 r 模式不穩定性產生的重力波信號是否會被顯著削弱？

是的，如果白矮星的質量小於 1M⊙，那麼 r 模式不穩定性產生的重力波信號會被顯著削弱。這是因為：

吸積率較低： 白矮星的質量越小，對中子星的引力作用就越弱，導致吸積率降低。吸積率是決定 r 模式不穩定性增長速度的關鍵因素，吸積率越低，r 模式的增長就越慢，產生的重力波信號也越弱。
吸積過程的差異： 低質量白矮星的物質更容易被中子星的磁場推開，形成吸積盤而不是直接撞擊中子星表面，這也會降低吸積率，進而削弱 r 模式不穩定性。
r 模式不穩定性窗口： 白矮星的質量會影響中子星的旋轉頻率和溫度演化，進而影響 r 模式不穩定性窗口的大小。低質量白矮星可能導致中子星難以進入 r 模式不穩定性窗口，或者在窗口內停留的時間較短，從而減弱重力波信號。

總之，白矮星的質量是影響中子星-白矮星合併產生 r 模式不穩定性重力波信號強度的重要因素。對於質量小於 1M⊙ 的白矮星，預計 r 模式不穩定性產生的重力波信號會非常微弱，難以被現有或計劃中的重力波探測器探測到。

中子星-白矮星合併過程中產生的重力波信號，可以幫助我們更好地理解哪些宇宙學問題？

中子星-白矮星合併過程中產生的重力波信號，可以為我們提供獨特的視角，幫助我們更好地理解以下宇宙學問題：

緻密物質的狀態方程式： 中子星是宇宙中密度最高的星體之一，其內部物質的狀態方程式尚不清楚。通過分析合併過程中產生的重力波信號，特別是對信號的頻率和衰減特性的研究，可以限制中子星的質量和半徑關係，進而對物質在極端密度下的行為提供重要信息。
重元素的起源： 中子星-白矮星合併被認為是宇宙中產生重元素（例如金、鉑）的重要場所之一。通過分析合併過程中產生的電磁信號和重力波信號，可以研究合併事件中拋射物質的組成和丰度，進一步驗證中子星-白矮星合併是否是這些重元素的主要來源。
宇宙的膨脹歷史： 重力波可以直接測量宇宙的距離，而無需依赖傳統的天體距離階梯。通過觀測中子星-白矮星合併產生的重力波信號，並結合電磁信號測量紅移，可以獨立地測量宇宙的膨脹速率，為解決當前宇宙學中存在的哈勃常數危機提供新的線索。
恆星演化的最終階段： 中子星-白矮星雙星系統的形成和演化與恆星演化的最終階段密切相關。通過研究這些系統的合併事件，可以檢驗現有的雙星演化模型，加深對恆星演化過程的理解。
此外，中子星-白矮星合併事件還可以提供關於星系形成和演化、緻密星體周圍的時空結構等方面的線索。隨著未來重力波探測器靈敏度的提高，我們有望觀測到更多此類事件，從而更深入地理解宇宙的奧秘。