نوع مقاله : مقاله پژوهشی

نویسندگان

1 گروه فیزیک، دانشکده علوم پایه، واحد شهرکرد، دانشگاه آزاد اسلامی، شهرکرد

2 دانشکده فیزیک، دانشگاه صنعتی اصفهان، اصفهان

چکیده

با استفاده از معادلۀ حالت­ های وابسته به چگالی برای مادۀ تشکیل­ دهندۀ ستاره نوترونی و حل عددی معادلات میدان اینشتین، دنبالۀ حالت­ های تعادل ستاره نوترونی را به­ دست آورده ­ایم. برهم‌کنش میان باریون­ ها در چارچوب میدان-میانگین نسبیتی با استفاده از تبادل مزون­ های عددی و برداری توصیف می­ شود که ضریب جفت­ شدگی مزون­ ها تابعی از چگالی محیط است. دنبالۀ حالت ­های تعادل برای چهار بسامد مشاهده شده برای ستاره­ های نوترونی چرخان یعنی ، ،  و  محاسبه شده است. این دنباله­ ها توسط دنباله ­های غیر چرخشی، کپلری و ناپایداری متقارن محوری مزمن محدود می­ شوند و به این ترتیب می­ توان محدودۀ شعاع و جرم ستاره­ ها را در هر یک از مدل‌های مورد استفاده به دست آورد. همچنین می ­توان مشخصات سریع ­ترین ستارۀ چرخان که توسط هر یک از مدل­ ها توصیف می­ شود را محاسبه کرد‏.

کلیدواژه‌ها

عنوان مقاله [English]

The equilibrium configuration of rotating neutron stars ‎

نویسندگان [English]

  • R Riahi 1
  • S Z Kalantari 2

1 Department of Physics, Shahrekord Branch, Islamic Azad University, Shahrekord, Iran

2 Department of Physics, Isfahan University of Technology, Isfahan, Iran

چکیده [English]

Using the density-dependent equation of states to describe the matter of rotating neutron stars, we construct equilibrium configurations of rotating neutron stars. The interaction between baryons is described by exchanging the scalar and vector mesons in the relativistic mean-field theory. The mesons coupling coefficients are functions of the environmental density. The sequence of equilibrium states is calculated for the four frequencies observed for rotating neutron stars namely, 25, 317, 716, and 1122 Hz. These sequences are constrained by static, Keplerian (mass-shedding sequence), and secular axisymmetric instability sequences. This allows the radius and mass range of the stars will be obtained in each of the models. We can also calculate the parameters of the fastest rotating star described by each model.

کلیدواژه‌ها [English]

  • rotating neutron stars
  • mean field approximation
  • equation of state
  • density-dependent interaction
  • Einstein field equations
  1. M Fortin, J Zdunik, P Haensel, and M Bejger, Astroph 576 (2015) A68.
  2. M Fortin, C Providência, A R Raduta, F Gulminelli, J Zdunik, P. Haensel, and M Bejger, Rev. C 94 (2016) 035804.
  3. J M Lattimer, and M Prakash, Rep. 442 (2007) 109.
  4. R Riahi and S Z Kalantari, J. Mod. Phys. D 30 (2021) 2150001.
  5. H Cromartie, et al., Astron.4(1) (2020) 72.
  6. A Bauswein, et al., Rev. Lett.125 14 (2020) 141103.
  7. H Tan, J Noronha-Hostler, N Yunes, Rev. Lett.125 26 (2020) 261104.
  8. B A Li, B J Cai, W J Xie, and N B Zhang, Universe7 6 (2021) 182.
  9. R Riahi, S Z Kalantari, and J A Rueda, Rev. 99 4 (2019) 043004.
  10. J Antoniadis, P C Freire, N Wex, T M Tauris, R S Lynch, M H van Kerkwijk, M Kramer, C Bassa, V S Dhillon, and T Driebe, Science 340 (2013) 1233232.
  11. P Demorest, T Pennucci, S Ransom, M Roberts, and J Hessels, Nature 467 (2010) 1081.
  12. J W Hessels, S M Ransom, I H Stairs, P C Freire, V M Kaspi, and F Camilo, Science 311 (2006) 1901.
  13. P Kaaret, Z Prieskorn, S Brandt, N Lund, S Mereghetti, D Götz, E Kuulkers, and J Tomsick, J. Lett. 657 (2007) L97.
  14. G Baym, C Pethick, and P Sutherland, J. 164 (1971) 569.
  15. R N Manchester, G B Hobbs, A Teoh, and M Hobbs, J. 129 4 (2005) 1993.
  16. E Bavarsad, M Haghighat, and R Mohammadi, Physical Review 82 10 (2010) 105015.
  17. D Lai and S L Shapiro, J. 383 (1991) 745.
  18. A Broderick, M Prakash, and J M Lattimer, J. 537 (2000) 351.
  19. A K Harding and D Lai, Prog.Phys.69 9 (2006) 2631.
  20. A Broderick, M Prakash, and J M Lattimer, J. 537 (2000) 351.
  21. S Chakrabarty, Rev. D 54 (1996) 1306.
  22. S Chakrabarty, D. Bandyopadhyay, and S. Pal, Rev. Lett. 78 (1997) 2898.
  23. A Rabhi, C Providência, and J Da Providencia, Phys. G Nucl. Part. Phys.35 12 (2008) 125201.
  24. P Haensel, A Y Potekhin, and D G Yakovlev,  “Neutron stars 1: Equation of state and structure”, Springer Science & Business Media 326 (2007) .
  25. P Yue and H Shen, Rev. 74 4 (2006) 045807.
  26. R Brockmann, and H Toki, Rev. Lett. 68 (1992) 3408.
  27. F de Jong, and H Lenske, Rev. C 57 (1998) 3099.
  28. T Gaitanos, M D Toro, S Typel, V Baran, C Fuchs, V Greco, and H Wolter, Phys. A 732 (2004) 24.
  29. S Typel and H Wolter, Phys. A 656 (1999) 331.
  30. S Typel, Rev. C 71 (2005) 064301.
  31. X Roca-Maza, X Viñas, M Centelles, P Ring, and P Schuck, Rev. C 84 (2011) 054309.
  32. E Butterworth, J Ipser, J. 204 (1976) 200.
  33. J Friedman, J Ipser, and L Parker, J. 304 (1986) 115.
  34. J R Wilson, J. 173 (1972) 431.
  35. J M Lattimer, M. Prakash, D Masak, and A Yahil, J. 355 (1990) 241.
  36. S Bonazzola, E Gourgoulhon, M Salgado, and J Marck, Astroph. 278 (1993) 421.
  37. S Bonazzola, E Gourgoulhon, and J A Marck, Rev. D 58 (1998) 104020.
  38. M Ansorg, A Kleinwächter, and R Meinel, Astroph. 405 (2003) 711.
  39. J Bardeen, and R V Wagoner, J. 167 (1971) 359.
  40. J L Friedman, J R Ipser, and R D Sorkin, J. 325 (1988) 722.
  41. A Y Potekhin, -Uspekhi 57 (2014) 735.

F Cipolletta, C Cherubini, S Filippi, J A Rueda, and R. Ruffini, Phys. Rev. D 92 (2015) 023007.