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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@phy.ccnu.edu.cn 2003年10月 提 纲 第一部分：研究动机和背景 第二部分：关于我们的工作 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。 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 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/0211057Gravitational 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