بخشی از مقاله
چکیده
نردش خودبهخودی یکی از پدیدههای مهم در اجرام فشرده میباشد.در این مقاله، اثر معادلههای حالت ماده نوترونی مختلف در روش اسکایرم را بر نردش خودبهخودی ستاره نوترونی بررسی میکنیم. همچنین به مطالعه تأثیر معادله حالت ماده نوترونی بر رابطه جرم- شعاع ستاره نوترونی در گرانش نردهای تانسوری میپردازیم. سپس بررسی انتقال به سرخ گرانشی در این تئوری انجام میشود. نتایج حاصل نشان میدهد که ویژگیهای نردش خودبهخودی وابسته به سختی معادله حالت ماده نوترونی است.
مقدمه
یکی از تئوریهای گرانشی تعمیم یافته، گرانش نردهای تانسوری است. پدیده نردش خودبخودی1 از پدیدهای مطرح در این تئوری است. این پدیده که اولین بار توسط دامور 2 و اسپاسیتو -فارس 3 در ستاره نوترونی کشف شد >1@ ، مورد مطالعه گستردهای در حیطه اخترفیزیک اجرام فشرده قرار گرفته است. در سالهای اخیر با در نظر گرفتن معادله های حالت مختلف برای ماده ستاره ای و بهره گیری از گرانش نردهای- تانسوری، این پدیده برای اجرام فشرده مورد بررسی قرار گرفته است. در مرجع[2] ارتباط نردش خودبهخودی و رمبش گرانشی بررسی شده است. همچنین تأثیر تحول کیهانی بر نردش ستاره نوترونی در مرجع[3] مورد مطالعه قرار گرفته است. تأثیر نردش بر ستارههای نوترونی استاتیک و چرخان نیز از تحقیقات دیگر در این ارتباط میباشد.[4] علاوه بر این، نردش خودبهخودی در حضور میدان جرمدار و در ستارههای نوترونی سنگین در مرجع [5] مورد تحقیق قرار گرفته است. یکی از پارامترهای مهم در ستاره نوترونی معادله حالت ماده تشکیل دهندهی این ستاره میباشد. باتوجه به برهمکنش قوی بین نوترونهای تشکیل دهندهی این ستاره میبایست برای محاسبه این معادله حالت از روشهای مطرح در فیزیک هستهای بهره برد. یکی از معادلههای حالت محاسبه شده برای ماده نوترونی، معادله حالت اسکایرم میباشد[6] .انتظار میرود معادله حالت ماده نوترونی می-تواند بر پدیده نردش خودبهخودی در ستاره نوترونی تأثیرگذار باشد. در این مقاله با بهرهگیری از گرانش نردهای-تانسوری به بررسی تأثیر معادله
حالت ماده نوترونی در مدلهای مختلف اسکایرم بر پدیده نردش خودبهخودی در این ستاره میپردازیم.
تعریف
اینشتین در گرانش نردهای-تانسوری بهدست میآید. سپس با استفاده از این معادلات و بقای تانسور انرژی تکانه، معادلات تعادل هیدروستاتیکی در این گرانش که به معادلات تعمیم یافته TOV مشهور هستند، بهصورت زیر نتیجه میشود[2] ،
در روابط فوق M ، ، p و Mb به ترتیب بیانگر جرم فیزیکی، چگالی انرژی کل، فشار و جرم باریونی میباشند. معادلهی دیگر که به این چهار معادله اضافه میشود معادله حالت ماده نوترونی است، که در محاسبات حاضر از سه مدل Sly230b ،Sly230a و SKM* استفاده میکنیم.[6] با حل معادلات دیفرانسیل جفت شده فوق به روش عددی و از روش پرتابی4 پروفایلهای M ، ، p ، Mb و بهدست میآید. حل این معادلات به- گونهای صورت میگیرد که شرطی که بر تابع نردهای در مرکز وجود دارد [6] برآورده شود. همچنین شرایط مرزی در این محاسبات اعمال میشوند که در آن Rs شعاع ستاره نوترونی میباشد.
بحث و نتایج
پس از حل معادلات TOV، برخی از جوابهای تعادلی ستاره نوترونی برای سه معادله حالت ماده نوترونی بهصورت زیر صورت زیر میباشند،
جدول.1 ویژگیهای ستاره نوترونی در گرانش نردهای- تانسوری درمعادلههای حالت مختلف ماده نوترونی اسکایرم
شکل 1 بیانگر معادله حالت ماده نوترونی در مدلهای مختلف اسکایرم میباشد. همانطور که مشاهده میشود، معادله حالت Sly230a دارای بیشترین سختی و معادله حالت SKM* نرمترین معادله حالت میباشد. به این معنا که در مدل Sly230a فشار با بیشترین آهنگ با افزایش چگالی افزایش مییابد.
شکل.1 فشار بر حسب چگالی برای معادلههای حالت مختلف ماده نوترونی شکل.2 میدان نردهای مرکزی بر حسب چگالی مرکزی
شکل2 تابع نردهای مرکزی ستاره را برحسب چگالی مرکزی در معادلههای حالت مختلف به ازای6 نشان میدهد که در سه مدل اسکایرم برای ستارههای نوترونی با چگالیهای مرکزی کم میدان نردهای مرکزی برابر با صفر میباشد، اما در در هر سه مدل به ازای یک چگالی خاص
