न्यूट्रॉन-तारा दोलन: Difference between revisions

Latest revision as of 21:39, 11 April 2023

एस्टेरोसिज़्मोलॉजी दोलनों का उपयोग करके सूर्य और अन्य तारों की आंतरिक संरचना का अध्ययन करती है। प्रेक्षण के माध्यम से प्राप्त लौकिक आवृत्ति वर्णक्रम की व्याख्या करके इनका अध्ययन किया जा सकता है।^[1] उसी तरह, अधिक चरम न्यूट्रॉन तारों का अध्ययन किया जा सकता है और आशापूर्वक हमें न्यूट्रॉन तारे आंतरिक भाग की बेहतर समझ मिलेगी, और न्यूक्लीय घनत्व पर पदार्थ के लिए स्थिति के समीकरण को निर्धारित करने में सहायता करते है। वैज्ञानिक भी इन अध्ययनों के माध्यम से तथाकथित क्वार्क तारों, या अद्भुत तारों के अस्तित्व को सिद्ध करने या रद्द करने की उम्मीद करते हैं।^[2] दोलनशील न्यूट्रॉन तारों से गुरुत्वाकर्षण विकिरण को देखकर सामान्य सापेक्षता सिद्धांत की मौलिक जानकारी प्राप्त की जा सकती है।^[3]

File:Frequency spectrum comparing neutron-star models.jpg

पूरी तरह से द्रव में और तीन-घटक न्यूट्रॉन-तारा मॉडल में अनुमानित आवृत्तियों के मध्य तुलना हैं।
McDermott, P. N. (1985). "न्यूट्रॉन सितारों का गैर-रेडियल दोलन स्पेक्ट्रा". The Astrophysical Journal. 297: L37. Bibcode:1985ApJ...297L..37M. doi:10.1086/184553.; अनुमति द्वारा पुन: प्रस्तुत किया गया^{[citation needed]} अमेरिकन एस्ट्रोनॉमिकल सोसायटी

दोलनों के प्रकार

दोलनों के प्रकार को उपसमूहों में विभाजित किया गया है, जिनमें से प्रत्येक में अलग विशेषता व्यवहार हैं। सबसे पहले उन्हें टॉरॉयडल और गोलाकार विधि में विभाजित किया गया है, बाद वाले को रेडियल और गैर-रेडियल विधि में विभाजित किया गया है। गोलीय विधि रेडियल दिशा में दोलन हैं जबकि टॉरॉयडल विधि क्षैतिज रूप से, रेडियल दिशा के लंबवत दोलन करते हैं। रेडियल विधि को गैर-रेडियल वाले एक विशेष प्रकरण के रूप में माना जा सकता है, जो दोलनों में तारो के आकार को संरक्षित करते हैं, जबकि गैर-रेडियल नहीं करते हैं। सामान्यतः, सितारों के अध्ययन में केवल गोलाकार विधि पर विचार किया जाता है, क्योंकि वे प्रेक्षित करने में सबसे सरल होते हैं, लेकिन टोरॉयडल विधि का भी अध्ययन किया जा सकता है।

सूर्य में अब तक केवल तीन प्रकार की विधि पायी गयी हैं, अर्थात् p-, g- और f- विधि। हेलिओसिज़्मोलॉजी इन विधियों का अध्ययन मिनटों की अवधि में करते है, जबकि न्यूट्रॉन सितारों के लिए अवधि बहुत कम होती है, प्रायः सेकंड या मिलीसेकंड भी होती है।

p-विधि या दाब विधि, तारो में स्थानीय ध्वनि गति द्वारा निर्धारित होते हैं, इसलिए उन्हें प्रायः ध्वनिक विधि भी कहा जाता है। न्यूट्रॉन तारो के घनत्व और तापमान पर अत्यधिक निर्भर, वे तारकीय माध्यम में आंतरिक दाब में उतार-चढ़ाव से संचालित होते हैं। विशिष्ट अनुमानित अवधि लगभग 0.1 ms है।
g-विधि या गुरूत्व विधि, प्रत्यनयन बल के रूप में उत्प्लावन है, लेकिन गुरुत्वाकर्षण तरंगों के साथ भ्रमित नहीं होना चाहिए। g-विधि एक ठोस परत के साथ एक न्यूट्रॉन तारो के आंतरिक क्षेत्रों तक ही सीमित हैं, और 10 से 400 ms के मध्य दोलन अवधि की भविष्यवाणी की है। हालाँकि, वहाँ भी अपेक्षित लंबी अवधि के g-विधि हैं जो 10 s से अधिक समय पर दोलन करते हैं।
f-विधि या मौलिक विधि, g-विधि हैं जो न्यूट्रॉन तारो की सतह तक सीमित हैं, समुद्र में लहरों के समान हैं। अनुमानित अवधि 0.1 और 0.8 ms के मध्य है।

न्यूट्रॉन सितारों के चरम गुण कई अन्य प्रकार के विधियों की अनुमति देते हैं।

s-विधि या अपरूपण विधि, दो प्रकरणो में दिखाई देते हैं; एक अतितरल आंतरिक और एक ठोस परत में। परत में वे मुख्य रूप से परत के अपरूपण गुणांक पर निर्भर करते हैं। अनुमानित अवधि कुछ मिलीसेकंड से दसियों सेकंड के मध्य होती है।
i-विधि या अंतरापृष्ठीय विधि, न्यूट्रॉन तारो की विभिन्न परतों की सीमाओं पर दिखाई देती हैं, जिससे अंतरापृष्ठ पर स्थानीय घनत्व और तापमान पर निर्भर अवधि के साथ यात्रा तरंगों का कारण बनता है। विशिष्ट अनुमानित अवधि कुछ सौ मिलीसेकंड के आसपास होती है।^[4]
t-विधि या टॉर्सनल विधि, परत में सतह पर स्पर्शरेखा के रूप में भौतिक गतियों के कारण होती हैं। अनुमानित अवधि 20 ms से कम है।
r-विधि या रॉस्बी विधि (एक दूसरे प्रकार का टॉरॉयडल विधि) केवल घूर्णी तारों में दिखाई देती हैं और सतह के साथ प्रत्यनयन बल के रूप में कार्य करने वाले कोरिओलिस बल के कारण होती हैं। उनकी अवधि उसी क्रम में होती है जिस क्रम में तारो का घूर्णन होता है। ये एक परिघटनात्मक विवरण में पाया जा सकता है research_description_id=333
w-विधि या गुरूत्वीय-तरंग विधि एक सापेक्ष प्रभाव है, जो गुरुत्वाकर्षण तरंगों के माध्यम से ऊर्जा का प्रसार करती है। उनके अस्तित्व को सबसे पहले कोकोटास और शुट्ज़ द्वारा एक साधारण मॉडल समस्या के माध्यम से सुझाया गया था^[5] और कोजिमा द्वारा संख्यात्मक रूप से सत्यापित किया गया था,^[6] जिसके परिणाम कोकोटास और शुट्ज़ द्वारा सही और विस्तारित किए गए थे।^[7] इन विधियो के विशिष्ट गुण किसी भी महत्वपूर्ण द्रव गति की अनुपस्थिति और सेकंड के दसवें भाग में उनका तेजी से अवमंदन समय है। तीन प्रकार के w-विधि दोलन हैं: माइक्रोसेकंड की श्रेणी में अनुमानित अवधि के साथ वक्रता, प्रगृहित और अंतरापृष्ठ विधि है।
- प्रगृहित विधि अत्यंत कॉम्पैक्ट सितारों में उपस्थित होंगे। चंद्रशेखर और फेरारी द्वारा उनके अस्तित्व का सुझाव दिया गया था,^[8] लेकिन अभी तक स्थिति का कोई वास्तविक समीकरण नहीं पाया गया है जो इन विधियो का समर्थन करने के लिए पर्याप्त रूप से कॉम्पैक्ट सितारों के गठन की अनुमति देता है।
- वक्रता विधि सभी आपेक्षिकीय सितारों में उपस्थित हैं और समष्टि समय वक्रता से संबंधित हैं। मॉडल और संख्यात्मक अध्ययन^[9] इन विधियो की असीमित संख्या का सुझाव देते हैं।
- अंतरापृष्ठ विधि या 'wII-विधि'^[10] कुछ ध्वनिक तरंगों के समान हैं जो एक कठोर गोले से बिखरी हुई हैं; ऐसा लगता है कि इन विधियो की एक सीमित संख्या है। वे एक मिलीसेकंड के दसवें भाग से भी कम समय में तेजी से अवमन्दित हो जाते हैं, और इसलिए निरीक्षण करना कठिन होता है।^[11]

तारकीय स्पंदन विधि पर अधिक विवरण और ब्लैक होल के स्पंदन विधि के साथ तुलना कोकोटास और श्मिट द्वारा निर्वाह समीक्षा में पाई जा सकती है।^[12]

दोलन उत्तेजना

सामान्यतः, दोलन तब होते हैं जब एक प्रणाली अपने गतिशील संतुलन से विचलित हो जाती है, और प्रणाली, एक पुनःस्थापित बल का उपयोग करके, उस संतुलन स्थिति में लौटने का प्रयत्न करती है। न्यूट्रॉन तारों में दोलन सम्भवतः छोटे आयामों के साथ कमजोर होते हैं, लेकिन इन दोलनों के उत्तेजक होने से आयामों को देखने योग्य स्तरों तक बढ़ाया जा सकता है। सामान्य उत्तेजना तंत्रों में से एक उत्सुकता से प्रतीक्षित प्रक्षोभ हैं, इसकी तुलना किसी घंटी को बजाते समय एक स्वर बनाने से की जा सकती है। प्रहार प्रणाली में ऊर्जा जोड़ता है, जो दोलनों के आयाम को अधिक परिमाण में उत्तेजित करती है, और इसलिए इसे अधिक आसानी से देखा जाता है। इस तरह के प्रक्षोभ के अलावा, भड़कना, जैसा कि उन्हें प्रायः कहा जाता है, इन उत्तेजनाओं में योगदान करने के लिए अन्य तंत्र प्रस्तावित किए गए हैं:^[13]

एक सुपरनोवा के समय कोर पतन जो एक न्यूट्रॉन तारे उत्पन्न करता है एक अच्छा उम्मीदवार है क्योंकि यह भारी मात्रा में ऊर्जा जारी करता है।
कम से कम एक न्यूट्रॉन तारे वाला बाइनरी पद्धति के लिए, अभिवृद्धि प्रक्रिया जैसे ही पदार्थ तारे में प्रवाहित होता है, मध्यम उच्च ऊर्जा का स्रोत हो सकता है।
गुरुत्वाकर्षण विकिरण एक बाइनरी पद्धति सर्पिल में घटकों के रूप में एक दूसरे के पास जारी किया जाता है, ऊर्जा जारी करता है जो दृश्यमान उत्तेजनाओं के लिए पर्याप्त ऊर्जावान हो सकता है।
तथाकथित आकस्मिक प्रावस्था संक्रमण (पानी जमने के समान) के समय, उदाहरण के लिए, एक अद्भुत तारा या एक पिओन संघनित है। यह ऊर्जा मुक्त करता है जिसे आंशिक रूप से उत्तेजनाओं के लिए भेजा जा सकता है।

विधि अवमंदन

न्यूट्रॉन तारों में विभिन्न प्रक्रियाओं के माध्यम से दोलनों को अवमंदित किया जाता है जो अभी तक पूरी तरह से समझ में नहीं आए हैं। अवमन्दन समय एक विधि के आयाम के e⁻¹ तक क्षय होने का समय हैं। विभिन्न तंत्रों की एक विस्तृत विविधता पाई गई है, लेकिन उनके प्रभाव की शक्ति विधि के मध्य भिन्न होती है।

क्योंकि प्रोटॉन, न्यूट्रॉन और इलेक्ट्रॉनों की सापेक्षिक सांद्रता में परिवर्तन हो जाता है, ऊर्जा का एक छोटा भाग न्यूट्रिनो उत्सर्जन के माध्यम से दूर किया जाएगा। अवमंदन का समय बहुत लंबा होता है क्योंकि प्रकाश न्यूट्रिनो प्रणाली से ज्यादा ऊर्जा नहीं निकाल सकते हैं।
एक दोलनशील चुंबकीय क्षेत्र मुख्य रूप से चुंबकीय क्षेत्र पर निर्भर शक्ति के साथ विद्युत चुम्बकीय विकिरण का उत्सर्जन करता है। दिनों और वर्षों तक पहुंचने वाले अवमंदन के समय के साथ तंत्र बहुत मजबूत नहीं है।
गुरुत्वीय विकिरण की बहुत चर्चा की गई है, ऐसा माना जाता है कि अवमंदन समय मिलीसेकेंड के दसवें क्रम पर होता है।
जैसे किसी न्यूट्रॉन तारे का कोर और परत एक दूसरे के विरुद्ध गति करते हैं, तो आंतरिक घर्षण होता है जो ऊर्जा के कुछ छोटे भाग को छोड़ता है। इस तंत्र की पूरी तरह से जांच नहीं की गई है, लेकिन ऐसा माना जाता है कि अवमंदन का समय वर्षों की सीमा में है।
जब दोलनों की गतिज ऊर्जा को गैर-एडियाबेटिक प्रभावों में तापीय ऊर्जा में परिवर्तित किया जाता है, तो संभावना है कि महत्वपूर्ण ऊर्जा जारी की जा सकती है, यद्यपि इस तंत्र की जांच करना मुश्किल है।^[11]

अवलोकन

अब तक, न्यूट्रॉन-तारा दोलनों के बारे में अधिकांश डेटा चार विशिष्ट सॉफ्ट गामा पुनरावर्तक, एसजीआर के विस्फोटों से आते हैं, विशेष रूप से एसजीआर 1806-20 से 27 दिसंबर 2004 की घटना है। क्योंकि बहुत कम घटनाएं देखी गई हैं, न्यूट्रॉन तारों और उनके दोलनों की भौतिकी के बारे में निश्चित रूप से बहुत कम जानकारी है। विस्फोट जो विश्लेषण के लिए महत्वपूर्ण हैं केवल छिटपुट रूप से होते हैं और अपेक्षाकृत संक्षिप्त होते हैं। सीमित ज्ञान को देखते हुए, इन वस्तुओं के आस-पास भौतिकी कई समीकरणों को देखे गए डेटा को उपयुक्त करने के लिए पैरामिट्रीकृत किया गया है, और जहां डेटा नहीं मिल रहा है, इसके बदले सौर मूल्यों का उपयोग किया जाता है। तथापि, उच्च सटीकता के साथ इस प्रकार के विस्फोटों को देखने में सक्षम अधिक परियोजनाओं और w-विधि अध्ययनों के आशापूर्वक विकास के साथ, भविष्य ब्रह्मांड की सबसे विदेशी वस्तुओं में से एक को बेहतर रूप से समझने का वादा करता है।

इन दोलनों को LISA जैसी गुरुत्वाकर्षण तरंग वेधशालाओं के माध्यम से देखा जा सकता है। इस तरह के प्रेक्षणों में न्यूट्रॉन तारों की पदार्थ विषय की महत्वपूर्ण जानकारी होती है, साथ ही समष्टि समय की प्रकृति की मौलिक जानकारी भी होती है।^[14]

यह भी देखें

अर्ध-आवधिक दोलन

संदर्भ

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बाहरी संबंध

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[2] Zheng, Xiaoping; Pan, Nana; Zhang, Li; Baglin, A.; Bigot, L.; Brown, T. M.; Catala, C.; Creevey, O. L.; Domiciano de Souza, A.; Eggenberger, P.; Garcia, P. J. V.; Grundahl, F.; Kervella, P.; Kurtz, D. W.; Mathias, P.; Miglio, A.; Monteiro, M. J. P. F. G.; Perrin, G.; Pijpers, F. P.; Pourbaix, D.; Quirrenbach, A.; Rousselet-Perraut, K.; Teixeira, T. C.; Thevenin, F.; Thompson, M. J. (2007). "1122 Hz rotation of XTE J1739-285 as a probe of quark matter in the interior of the neutron star". arXiv:0712.4310. Bibcode:2007arXiv0712.4310Z. {{cite journal}}: Cite journal requires |journal= (help)

[3] Benhar, Omar; Berti, Emanuele; Ferrari, Valeria (1999-12-11). "ऑसिलेटिंग न्यूट्रॉन सितारों के अक्षीय डब्ल्यू-मोड पर राज्य के समीकरण की छाप". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 310 (3): 797–803. arXiv:gr-qc/9901037. Bibcode:1999MNRAS.310..797B. doi:10.1046/j.1365-8711.1999.02983.x. ISSN 0035-8711. S2CID 12005656.

[4] P. N. McDermott; et al. (1987). "न्यूट्रॉन सितारों के गैर-रेडियल दोलन". The Astrophysical Journal. 325: 726–748. Bibcode:1988ApJ...325..725M. doi:10.1086/166044.

[5] K. D. Kokkotas; B. F. Schutz (1986). "एक मॉडल विकिरण प्रणाली के सामान्य मोड". General Relativity and Gravitation. 18 (9): 913–921. Bibcode:1986GReGr..18..913K. doi:10.1007/BF00773556. hdl:11858/00-001M-0000-0013-0EFE-7. S2CID 118493556.

[6] Y. Kojima (1988). "आपेक्षिक सितारों में सामान्य मोड के दो परिवार". Progress of Theoretical Physics. 79 (3): 665–675. Bibcode:1988PThPh..79..665K. doi:10.1143/PTP.79.665.

[7] K. D. Kokkotas; B. F. Schutz (1992). "डब्ल्यू-मोड - सापेक्षतावादी सितारों के स्पंदन के सामान्य तरीकों का एक नया परिवार" (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 255: 119–128. Bibcode:1992MNRAS.255..119K. doi:10.1093/mnras/255.1.119.

[8] S. Chandrasekhar; V. Ferrari (August 1991). "किसी तारे के गैर-रेडियल दोलनों पर। III - अक्षीय मोड पर पुनर्विचार". Proceedings of the Royal Society of London A. 434 (1891): 449–457. Bibcode:1991RSPSA.434..449C. doi:10.1098/rspa.1991.0104. S2CID 120817751.

[9] N. Andersson; Y. Kojima; K. D. Kokkotas (1996). "On the Oscillation Spectra of Ultracompact Stars: an Extensive Survey of Gravitational-Wave Modes". The Astrophysical Journal. 462: 855. arXiv:gr-qc/9512048. Bibcode:1996ApJ...462..855A. doi:10.1086/177199. S2CID 14983427.

[10] M. Leins; H.-P. Nollert; M. H. Soffel (1993). "Nonradial oscillations of neutron stars: A new branch of strongly damped normal modes". Physical Review D. 48 (8): 3467–3472. Bibcode:1993PhRvD..48.3467L. doi:10.1103/PhysRevD.48.3467. PMID 10016616.

[MSc-11] 11.0 ^11.1 R. Nilsson (2005), MSc Thesis (Lund Observatory), High-speed astrophysics: Chasing neutron-star oscillations.

[12] K. Kokkotas; B. Schmidt (1999). "सितारों और ब्लैक होल के अर्ध-सामान्य मोड". Living Reviews in Relativity. 2 (1): 2. arXiv:gr-qc/9909058. Bibcode:1999LRR.....2....2K. doi:10.12942/lrr-1999-2. PMC 5253841. PMID 28191830.

[13] R. Duncan (1998). "सॉफ्ट गामा रिपीटर्स में वैश्विक भूकंपीय दोलन". Astrophysical Journal Letters. 498 (1): L45–L49. arXiv:astro-ph/9803060. Bibcode:1998ApJ...498L..45D. doi:10.1086/311303. S2CID 5456440.

[14] Lau, Mike Y M; Mandel, Ilya; Vigna-Gómez, Alejandro; Neijssel, Coenraad J; Stevenson, Simon; Sesana, Alberto (2020-03-01). "LISA के साथ दोहरे न्यूट्रॉन तारे का पता लगाना". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 492 (3): 3061–3072. arXiv:1910.12422. doi:10.1093/mnras/staa002. ISSN 0035-8711.

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 {{Short description|Extreme movement of neutron stars}}
-[[एस्टेरोसिज़्मोलॉजी]] दोलनों का उपयोग करके सूर्य और अन्य तारों की आंतरिक संरचना का अध्ययन करती है। अवलोकनों के माध्यम से प्राप्त अस्थायी आवृत्ति स्पेक्ट्रम की व्याख्या करके इनका अध्ययन किया जा सकता है।<ref>{{cite journal| bibcode=2007A&ARv..14..217C | title = क्षुद्रग्रह विज्ञान और इंटरफेरोमेट्री|author= M. Cunha |display-authors= etal | date=2007| journal = [[Astronomy and Astrophysics Review]]| volume = 14| issue = 3–4| pages= 217–360| doi=10.1007/s00159-007-0007-0|arxiv = 0709.4613 | s2cid = 16590095 }}</ref> उसी तरह, अधिक चरम न्यूट्रॉन सितारों का अध्ययन किया जा सकता है और उम्मीद है कि हमें [[न्यूट्रॉन तारे]] अंदरूनी हिस्से की बेहतर समझ मिलेगी, और परमाणु घनत्व पर पदार्थ के लिए राज्य के समीकरण को निर्धारित करने में मदद मिलेगी। वैज्ञानिक भी इन अध्ययनों के माध्यम से तथाकथित क्वार्क सितारों, या अजीब सितारों के अस्तित्व को साबित करने या खारिज करने की उम्मीद करते हैं।<ref>{{cite journal | arxiv=0712.4310 |title= 1122 Hz rotation of XTE J1739-285 as a probe of quark matter in the interior of the neutron star |bibcode=2007arXiv0712.4310Z|last1= Zheng |first1= Xiaoping |last2= Pan |first2= Nana |last3= Zhang |first3= Li |last4= Baglin |first4= A. |last5= Bigot |first5= L. |last6= Brown |first6= T. M. |last7= Catala |first7= C. |last8= Creevey |first8= O. L. |last9= Domiciano de Souza |first9= A. |last10= Eggenberger |first10= P. |last11= Garcia |first11= P. J. V. |last12= Grundahl |first12= F. |last13= Kervella |first13= P. |last14= Kurtz |first14= D. W. |last15= Mathias |first15= P. |last16= Miglio |first16= A. |last17= Monteiro |first17= M. J. P. F. G. |last18= Perrin |first18= G. |last19= Pijpers |first19= F. P. |last20= Pourbaix |first20= D. |last21= Quirrenbach |first21= A. |last22= Rousselet-Perraut |first22= K. |last23= Teixeira |first23= T. C. |last24= Thevenin |first24= F. |last25= Thompson |first25= M. J. |year= 2007 }}</ref> दोलनशील न्यूट्रॉन सितारों से गुरुत्वाकर्षण विकिरण को देखकर सामान्य सापेक्षता सिद्धांत की मौलिक जानकारी प्राप्त की जा सकती है।<ref>{{Cite journal|last1=Benhar|first1=Omar|last2=Berti|first2=Emanuele|last3=Ferrari|first3=Valeria|author3-link=Valeria Ferrari|date=1999-12-11|title=ऑसिलेटिंग न्यूट्रॉन सितारों के अक्षीय डब्ल्यू-मोड पर राज्य के समीकरण की छाप|url=https://doi.org/10.1046/j.1365-8711.1999.02983.x|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=310|issue=3|pages=797–803|doi=10.1046/j.1365-8711.1999.02983.x|issn=0035-8711|arxiv=gr-qc/9901037|bibcode=1999MNRAS.310..797B|s2cid=12005656}}</ref>
+[[एस्टेरोसिज़्मोलॉजी]] दोलनों का उपयोग करके सूर्य और अन्य तारों की आंतरिक संरचना का अध्ययन करती है। प्रेक्षण के माध्यम से प्राप्त लौकिक आवृत्ति वर्णक्रम की व्याख्या करके इनका अध्ययन किया जा सकता है।<ref>{{cite journal| bibcode=2007A&ARv..14..217C | title = क्षुद्रग्रह विज्ञान और इंटरफेरोमेट्री|author= M. Cunha |display-authors= etal | date=2007| journal = [[Astronomy and Astrophysics Review]]| volume = 14| issue = 3–4| pages= 217–360| doi=10.1007/s00159-007-0007-0|arxiv = 0709.4613 | s2cid = 16590095 }}</ref> उसी तरह, अधिक चरम न्यूट्रॉन तारों का अध्ययन किया जा सकता है और आशापूर्वक हमें [[न्यूट्रॉन तारे]] आंतरिक भाग की बेहतर समझ मिलेगी, और न्यूक्लीय घनत्व पर पदार्थ के लिए स्थिति के समीकरण को निर्धारित करने में सहायता करते है। वैज्ञानिक भी इन अध्ययनों के माध्यम से तथाकथित क्वार्क तारों, या अद्भुत तारों के अस्तित्व को सिद्ध करने या रद्द करने की उम्मीद करते हैं।<ref>{{cite journal | arxiv=0712.4310 |title= 1122 Hz rotation of XTE J1739-285 as a probe of quark matter in the interior of the neutron star |bibcode=2007arXiv0712.4310Z|last1= Zheng |first1= Xiaoping |last2= Pan |first2= Nana |last3= Zhang |first3= Li |last4= Baglin |first4= A. |last5= Bigot |first5= L. |last6= Brown |first6= T. M. |last7= Catala |first7= C. |last8= Creevey |first8= O. L. |last9= Domiciano de Souza |first9= A. |last10= Eggenberger |first10= P. |last11= Garcia |first11= P. J. V. |last12= Grundahl |first12= F. |last13= Kervella |first13= P. |last14= Kurtz |first14= D. W. |last15= Mathias |first15= P. |last16= Miglio |first16= A. |last17= Monteiro |first17= M. J. P. F. G. |last18= Perrin |first18= G. |last19= Pijpers |first19= F. P. |last20= Pourbaix |first20= D. |last21= Quirrenbach |first21= A. |last22= Rousselet-Perraut |first22= K. |last23= Teixeira |first23= T. C. |last24= Thevenin |first24= F. |last25= Thompson |first25= M. J. |year= 2007 }}</ref> दोलनशील न्यूट्रॉन तारों से गुरुत्वाकर्षण विकिरण को देखकर सामान्य सापेक्षता सिद्धांत की मौलिक जानकारी प्राप्त की जा सकती है।<ref>{{Cite journal|last1=Benhar|first1=Omar|last2=Berti|first2=Emanuele|last3=Ferrari|first3=Valeria|author3-link=Valeria Ferrari|date=1999-12-11|title=ऑसिलेटिंग न्यूट्रॉन सितारों के अक्षीय डब्ल्यू-मोड पर राज्य के समीकरण की छाप|url=https://doi.org/10.1046/j.1365-8711.1999.02983.x|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=310|issue=3|pages=797–803|doi=10.1046/j.1365-8711.1999.02983.x|issn=0035-8711|arxiv=gr-qc/9901037|bibcode=1999MNRAS.310..797B|s2cid=12005656}}</ref>
-[[Image:Frequency spectrum comparing neutron-star models.jpg|thumb|300px|right|पूरी तरह से द्रव में और तीन-घटक न्यूट्रॉन-स्टार मॉडल में अनुमानित आवृत्तियों के बीच तुलना। <br>{{cite journal | doi = 10.1086/184553 | volume=297 | title=न्यूट्रॉन सितारों का गैर-रेडियल दोलन स्पेक्ट्रा| year=1985 | journal=The Astrophysical Journal | page=L37 | last1 = McDermott | first1 = P. N.| bibcode=1985ApJ...297L..37M }}; अनुमति द्वारा पुन: प्रस्तुत किया गया{{Citation needed|date=May 2008}} [[अमेरिकन एस्ट्रोनॉमिकल सोसायटी]]]]
+[[Image:Frequency spectrum comparing neutron-star models.jpg|thumb|300px|right|पूरी तरह से द्रव में और तीन-घटक न्यूट्रॉन-तारा मॉडल में अनुमानित आवृत्तियों के मध्य तुलना हैं। <br>{{cite journal | doi = 10.1086/184553 | volume=297 | title=न्यूट्रॉन सितारों का गैर-रेडियल दोलन स्पेक्ट्रा| year=1985 | journal=The Astrophysical Journal | page=L37 | last1 = McDermott | first1 = P. N.| bibcode=1985ApJ...297L..37M }}; अनुमति द्वारा पुन: प्रस्तुत किया गया{{Citation needed|date=May 2008}} [[अमेरिकन एस्ट्रोनॉमिकल सोसायटी]]]]
 == दोलनों के प्रकार ==
-दोलनों के तरीकों को उपसमूहों में विभाजित किया गया है, प्रत्येक अलग-अलग विशिष्ट व्यवहार के साथ। सबसे पहले उन्हें टॉरॉयडल और गोलाकार मोड में विभाजित किया गया है, बाद वाले को त्रिज्या और गैर-[[RADIUS]] मोड में विभाजित किया गया है। गोलाकार मोड रेडियल दिशा में दोलन हैं जबकि टॉरॉयडल मोड क्षैतिज विमान, रेडियल दिशा के लंबवत दोलन करते हैं। रेडियल मोड को गैर-रेडियल वाले के एक विशेष मामले के रूप में माना जा सकता है, जो दोलनों में स्टार के आकार को संरक्षित करते हैं, जबकि गैर-रेडियल नहीं करते हैं। आम तौर पर, सितारों के अध्ययन में केवल गोलाकार मोड पर विचार किया जाता है, क्योंकि वे निरीक्षण करने में सबसे आसान होते हैं, लेकिन टोरॉयडल मोड का भी अध्ययन किया जा सकता है।
+दोलनों के प्रकार को उपसमूहों में विभाजित किया गया है, जिनमें से प्रत्येक में अलग विशेषता व्यवहार हैं। सबसे पहले उन्हें टॉरॉयडल और गोलाकार विधि में विभाजित किया गया है, बाद वाले को रेडियल और गैर-रेडियल विधि में विभाजित किया गया है। गोलीय विधि रेडियल दिशा में दोलन हैं जबकि टॉरॉयडल विधि क्षैतिज रूप से, रेडियल दिशा के लंबवत दोलन करते हैं। रेडियल विधि को गैर-रेडियल वाले एक विशेष प्रकरण के रूप में माना जा सकता है, जो दोलनों में तारो के आकार को संरक्षित करते हैं, जबकि गैर-रेडियल नहीं करते हैं। सामान्यतः, सितारों के अध्ययन में केवल गोलाकार विधि पर विचार किया जाता है, क्योंकि वे प्रेक्षित करने में सबसे सरल होते हैं, लेकिन टोरॉयडल विधि का भी अध्ययन किया जा सकता है।
-सूर्य में अब तक केवल तीन प्रकार के मोड पाए गए हैं, अर्थात् p-, g- और f- मोड। [[Helioseismology]] इन विधियों का अध्ययन मिनटों की अवधि में करता है, जबकि न्यूट्रॉन सितारों के लिए अवधि बहुत कम होती है, अक्सर सेकंड या मिलीसेकंड भी।
-* पी-मोड या दबाव मोड, तारे में स्थानीय ध्वनि गति द्वारा निर्धारित होते हैं, इसलिए उन्हें अक्सर ध्वनिक मोड भी कहा जाता है। न्यूट्रॉन तारे के घनत्व और तापमान पर अत्यधिक निर्भर, वे तारकीय माध्यम में आंतरिक दबाव में उतार-चढ़ाव से संचालित होते हैं। विशिष्ट अनुमानित अवधि लगभग 0.1 एमएस है।
-* जी-मोड या ग्रेविटी मोड, रिस्टोरिंग फोर्स के रूप में [[उछाल]] है, लेकिन गुरुत्वाकर्षण तरंगों के साथ भ्रमित नहीं होना चाहिए। जी-मोड एक ठोस क्रस्ट के साथ एक न्यूट्रॉन स्टार के आंतरिक क्षेत्रों तक ही सीमित हैं, और 10 से 400 एमएस के बीच दोलन अवधि की भविष्यवाणी की है। हालाँकि, वहाँ भी अपेक्षित लंबी अवधि के जी-मोड हैं जो 10 एस से अधिक समय पर दोलन करते हैं।
-* एफ-मोड या मौलिक मोड, जी-मोड हैं जो न्यूट्रॉन स्टार की सतह तक सीमित हैं, तालाब में लहरों के समान। अनुमानित अवधि 0.1 और 0.8 एमएस के बीच है।
-न्यूट्रॉन सितारों के चरम गुण कई अन्य प्रकार के तरीकों की अनुमति देते हैं।
-* एस-मोड या कतरनी मोड, दो मामलों में दिखाई देते हैं; एक सुपरफ्लुइड इंटीरियर में और एक ठोस क्रस्ट में। पपड़ी में वे मुख्य रूप से पपड़ी के अपरूपण मापांक पर निर्भर करते हैं। अनुमानित अवधि कुछ मिलीसेकंड से दसियों सेकंड के बीच होती है।
-* आई-मोड या इंटरफेसियल मोड, न्यूट्रॉन स्टार की विभिन्न परतों की सीमाओं पर दिखाई देते हैं, जिससे इंटरफ़ेस पर स्थानीय घनत्व और तापमान पर निर्भर अवधि के साथ यात्रा तरंगें पैदा होती हैं। विशिष्ट अनुमानित अवधि कुछ सौ मिलीसेकंड के आसपास होती है।<ref>{{cite journal| bibcode=1988ApJ...325..725M | title = न्यूट्रॉन सितारों के गैर-रेडियल दोलन|author= P. N. McDermott |display-authors= etal| date=1987| journal = The Astrophysical Journal| volume = 325| pages= 726–748| doi=10.1086/166044}}</ref>
-* टी-मोड या मरोड़ वाले मोड, भूपर्पटी में सतह पर स्पर्शरेखीय भौतिक गतियों के कारण होते हैं। अनुमानित अवधि 20 एमएस से कम है।
-* आर-मोड या रॉस्बी मोड (एक दूसरे प्रकार का टॉरॉयडल मोड) केवल घूमते हुए तारों में दिखाई देते हैं और सतह के साथ रीस्टोरिंग बल के रूप में काम करने वाले [[कोरिओलिस बल]] के कारण होते हैं। उनकी अवधि उसी क्रम में होती है जिस क्रम में तारे का घूर्णन होता है। [https://web.archive.org/web/20100722183503/https://www.phys.psu.edu/people/display/index.html?person_id=1484;mode=research; research_description_id=333]
-* डब्ल्यू-मोड या गुरुत्वाकर्षण-तरंग मोड एक सापेक्ष प्रभाव है, जो गुरुत्वाकर्षण तरंगों के माध्यम से ऊर्जा का प्रसार करता है। उनके अस्तित्व को सबसे पहले कोकोटास और शुट्ज़ द्वारा एक साधारण मॉडल समस्या के माध्यम से सुझाया गया था<ref>{{cite journal| bibcode=1986GReGr..18..913K | title = एक मॉडल विकिरण प्रणाली के सामान्य मोड|author= K. D. Kokkotas |author2= B. F. Schutz| date=1986| journal = General Relativity and Gravitation| volume = 18| issue = 9 | pages= 913–921| doi=10.1007/BF00773556| hdl= 11858/00-001M-0000-0013-0EFE-7| s2cid = 118493556 | hdl-access= free}}</ref> और कोजिमा द्वारा संख्यात्मक रूप से सत्यापित,<ref>{{cite journal| bibcode=1988PThPh..79..665K | title = आपेक्षिक सितारों में सामान्य मोड के दो परिवार|author= Y. Kojima| date=1988| journal = Progress of Theoretical Physics| volume = 79 | issue = 3| pages= 665–675 | doi=10.1143/PTP.79.665| doi-access= free}}</ref> जिसके परिणाम कोकोटास और शुट्ज़ द्वारा सुधारे और विस्तारित किए गए थे।<ref>{{cite journal| bibcode=1992MNRAS.255..119K | title = डब्ल्यू-मोड - सापेक्षतावादी सितारों के स्पंदन के सामान्य तरीकों का एक नया परिवार|author= K. D. Kokkotas |author2= B. F. Schutz| date=1992| journal = [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]| volume = 255| pages= 119–128 | doi=10.1093/mnras/255.1.119| url=http://pubman.mpdl.mpg.de/pubman/item/escidoc:52246/component/escidoc:52247/60426.pdf| doi-access= free}}</ref> इन तरीकों के विशिष्ट गुण किसी भी महत्वपूर्ण द्रव गति की अनुपस्थिति और सेकंड के दसवें हिस्से में उनका तेजी से भिगोना समय है। तीन प्रकार के डब्ल्यू-मोड दोलन हैं: माइक्रोसेकंड की सीमा में अनुमानित अवधि के साथ वक्रता, ट्रैप और इंटरफ़ेस मोड।
-** फंसे हुए मोड बेहद कॉम्पैक्ट सितारों में मौजूद होंगे। उनके अस्तित्व का सुझाव चंद्रशेखर और फेरारी ने दिया था,<ref>{{cite journal | doi = 10.1098/rspa.1991.0104| title = किसी तारे के गैर-रेडियल दोलनों पर। III - अक्षीय मोड पर पुनर्विचार|author=S. Chandrasekhar |authorlink=Subrahmanyan Chandrasekhar |author2=V. Ferrari |date=August 1991 |journal = Proceedings of the Royal Society of London A| volume = 434 | issue = 1891| pages= 449–457 |bibcode=1991RSPSA.434..449C | s2cid = 120817751 }}</ref> लेकिन अभी तक राज्य का कोई वास्तविक समीकरण नहीं पाया गया है जो इन तरीकों का समर्थन करने के लिए पर्याप्त रूप से कॉम्पैक्ट सितारों के गठन की अनुमति देता है।
-** वक्रता मोड सभी सापेक्षतावादी सितारों में मौजूद हैं और स्पेसटाइम वक्रता से संबंधित हैं। मॉडल और संख्यात्मक अध्ययन<ref>{{cite journal| bibcode=1996ApJ...462..855A | title = On the Oscillation Spectra of Ultracompact Stars: an Extensive Survey of Gravitational-Wave Modes |author= N. Andersson |author2= Y. Kojima |author3= K. D. Kokkotas| date=1996| journal = The Astrophysical Journal| volume = 462| pages= 855 | doi=10.1086/177199|arxiv = gr-qc/9512048 | s2cid = 14983427 }}</ref> इन तरीकों की असीमित संख्या का सुझाव दें।
-** इंटरफ़ेस मोड या 'wII-मोड'<ref>{{cite journal| bibcode=1993PhRvD..48.3467L | title = Nonradial oscillations of neutron stars: A new branch of strongly damped normal modes |author= M. Leins |author2= H.-P. Nollert |author3= M. H. Soffel| date=1993| journal = Physical Review D| volume = 48 | issue = 8| pages= 3467–3472 | doi=10.1103/PhysRevD.48.3467| pmid = 10016616 }}</ref> कुछ हद तक एक कठोर क्षेत्र से बिखरी हुई ध्वनिक तरंगों के समान हैं; ऐसा लगता है कि इन तरीकों की एक सीमित संख्या है। वे एक मिलीसेकंड के दसवें हिस्से से भी कम समय में तेजी से नम हो जाते हैं, और इसलिए निरीक्षण करना कठिन होगा।<ref name = "MSc">R. Nilsson (2005), MSc Thesis (Lund Observatory), High-speed astrophysics: Chasing neutron-star oscillations.</ref>
-तारकीय स्पंदन मोड पर अधिक विवरण और ब्लैक होल के स्पंदन मोड के साथ तुलना कोकोटास और श्मिट द्वारा लिविंग रिव्यू में पाई जा सकती है।<ref>{{cite journal| bibcode=1999LRR.....2....2K | title = सितारों और ब्लैक होल के अर्ध-सामान्य मोड|author= K. Kokkotas |author2= B. Schmidt| date=1999| journal = Living Reviews in Relativity| volume = 2 | issue = 1 | pages = 2 |arxiv = gr-qc/9909058 |doi = 10.12942/lrr-1999-2 | pmid = 28191830 | pmc = 5253841 }}</ref>
+सूर्य में अब तक केवल तीन प्रकार की विधि पायी गयी हैं, अर्थात् p-, g- और f- विधि। [[Helioseismology|हेलिओसिज़्मोलॉजी]] इन विधियों का अध्ययन मिनटों की अवधि में करते है, जबकि न्यूट्रॉन सितारों के लिए अवधि बहुत कम होती है, प्रायः सेकंड या मिलीसेकंड भी होती है।
+* '''p-विधि''' या दाब विधि, तारो में स्थानीय ध्वनि गति द्वारा निर्धारित होते हैं, इसलिए उन्हें प्रायः ध्वनिक विधि भी कहा जाता है। न्यूट्रॉन तारो के घनत्व और तापमान पर अत्यधिक निर्भर, वे तारकीय माध्यम में आंतरिक दाब में उतार-चढ़ाव से संचालित होते हैं। विशिष्ट अनुमानित अवधि लगभग 0.1 ms है।
+* '''g-विधि''' या गुरूत्व विधि, प्रत्यनयन बल के रूप में [[उछाल|उत्प्लावन]] है, लेकिन गुरुत्वाकर्षण तरंगों के साथ भ्रमित नहीं होना चाहिए। g-विधि एक ठोस परत के साथ एक न्यूट्रॉन तारो के आंतरिक क्षेत्रों तक ही सीमित हैं, और 10 से 400 ms के मध्य दोलन अवधि की भविष्यवाणी की है। हालाँकि, वहाँ भी अपेक्षित लंबी अवधि के g-विधि हैं जो 10 s से अधिक समय पर दोलन करते हैं।
+* '''f-विधि''' या मौलिक विधि, g-विधि हैं जो न्यूट्रॉन तारो की सतह तक सीमित हैं, समुद्र में लहरों के समान हैं। अनुमानित अवधि 0.1 और 0.8 ms के मध्य है।
+न्यूट्रॉन सितारों के चरम गुण कई अन्य प्रकार के विधियों की अनुमति देते हैं।
+* '''s-विधि''' या अपरूपण विधि, दो प्रकरणो में दिखाई देते हैं; एक अतितरल आंतरिक और एक ठोस परत में। परत में वे मुख्य रूप से परत के अपरूपण गुणांक पर निर्भर करते हैं। अनुमानित अवधि कुछ मिलीसेकंड से दसियों सेकंड के मध्य होती है।
+* '''i-विधि''' या अंतरापृष्ठीय विधि, न्यूट्रॉन तारो की विभिन्न परतों की सीमाओं पर दिखाई देती हैं, जिससे अंतरापृष्ठ पर स्थानीय घनत्व और तापमान पर निर्भर अवधि के साथ यात्रा तरंगों का कारण बनता है। विशिष्ट अनुमानित अवधि कुछ सौ मिलीसेकंड के आसपास होती है।<ref>{{cite journal| bibcode=1988ApJ...325..725M | title = न्यूट्रॉन सितारों के गैर-रेडियल दोलन|author= P. N. McDermott |display-authors= etal| date=1987| journal = The Astrophysical Journal| volume = 325| pages= 726–748| doi=10.1086/166044}}</ref>
+* '''t-विधि''' या टॉर्सनल विधि, परत में सतह पर स्पर्शरेखा के रूप में भौतिक गतियों के कारण होती हैं। अनुमानित अवधि 20 ms से कम है।
+* '''r-विधि''' या रॉस्बी विधि (एक दूसरे प्रकार का टॉरॉयडल विधि) केवल घूर्णी तारों में दिखाई देती हैं और सतह के साथ प्रत्यनयन बल के रूप में कार्य करने वाले [[कोरिओलिस बल]] के कारण होती हैं। उनकी अवधि उसी क्रम में होती है जिस क्रम में तारो का घूर्णन होता है। ये एक परिघटनात्मक विवरण में पाया जा सकता है [https://web.archive.org/web/20100722183503/https://www.phys.psu.edu/people/display/index.html?person_id=1484;mode=research; research_description_id=333]
+* '''w-विधि''' या गुरूत्वीय-तरंग विधि एक सापेक्ष प्रभाव है, जो गुरुत्वाकर्षण तरंगों के माध्यम से ऊर्जा का प्रसार करती है। उनके अस्तित्व को सबसे पहले कोकोटास और शुट्ज़ द्वारा एक साधारण मॉडल समस्या के माध्यम से सुझाया गया था<ref>{{cite journal| bibcode=1986GReGr..18..913K | title = एक मॉडल विकिरण प्रणाली के सामान्य मोड|author= K. D. Kokkotas |author2= B. F. Schutz| date=1986| journal = General Relativity and Gravitation| volume = 18| issue = 9 | pages= 913–921| doi=10.1007/BF00773556| hdl= 11858/00-001M-0000-0013-0EFE-7| s2cid = 118493556 | hdl-access= free}}</ref> और कोजिमा द्वारा संख्यात्मक रूप से सत्यापित किया गया था,<ref>{{cite journal| bibcode=1988PThPh..79..665K | title = आपेक्षिक सितारों में सामान्य मोड के दो परिवार|author= Y. Kojima| date=1988| journal = Progress of Theoretical Physics| volume = 79 | issue = 3| pages= 665–675 | doi=10.1143/PTP.79.665| doi-access= free}}</ref> जिसके परिणाम कोकोटास और शुट्ज़ द्वारा सही और विस्तारित किए गए थे।<ref>{{cite journal| bibcode=1992MNRAS.255..119K | title = डब्ल्यू-मोड - सापेक्षतावादी सितारों के स्पंदन के सामान्य तरीकों का एक नया परिवार|author= K. D. Kokkotas |author2= B. F. Schutz| date=1992| journal = [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]| volume = 255| pages= 119–128 | doi=10.1093/mnras/255.1.119| url=http://pubman.mpdl.mpg.de/pubman/item/escidoc:52246/component/escidoc:52247/60426.pdf| doi-access= free}}</ref> इन विधियो के विशिष्ट गुण किसी भी महत्वपूर्ण द्रव गति की अनुपस्थिति और सेकंड के दसवें भाग में उनका तेजी से अवमंदन समय है। तीन प्रकार के w-विधि दोलन हैं: माइक्रोसेकंड की श्रेणी में अनुमानित अवधि के साथ वक्रता, प्रगृहित और अंतरापृष्ठ विधि है।
+** प्रगृहित विधि अत्यंत कॉम्पैक्ट सितारों में उपस्थित होंगे। चंद्रशेखर और फेरारी द्वारा उनके अस्तित्व का सुझाव दिया गया था,<ref>{{cite journal | doi = 10.1098/rspa.1991.0104| title = किसी तारे के गैर-रेडियल दोलनों पर। III - अक्षीय मोड पर पुनर्विचार|author=S. Chandrasekhar |authorlink=Subrahmanyan Chandrasekhar |author2=V. Ferrari |date=August 1991 |journal = Proceedings of the Royal Society of London A| volume = 434 | issue = 1891| pages= 449–457 |bibcode=1991RSPSA.434..449C | s2cid = 120817751 }}</ref> लेकिन अभी तक स्थिति का कोई वास्तविक समीकरण नहीं पाया गया है जो इन विधियो का समर्थन करने के लिए पर्याप्त रूप से कॉम्पैक्ट सितारों के गठन की अनुमति देता है।
+** वक्रता विधि सभी आपेक्षिकीय सितारों में उपस्थित हैं और समष्टि समय वक्रता से संबंधित हैं। मॉडल और संख्यात्मक अध्ययन<ref>{{cite journal| bibcode=1996ApJ...462..855A | title = On the Oscillation Spectra of Ultracompact Stars: an Extensive Survey of Gravitational-Wave Modes |author= N. Andersson |author2= Y. Kojima |author3= K. D. Kokkotas| date=1996| journal = The Astrophysical Journal| volume = 462| pages= 855 | doi=10.1086/177199|arxiv = gr-qc/9512048 | s2cid = 14983427 }}</ref> इन विधियो की असीमित संख्या का सुझाव देते हैं।
+** अंतरापृष्ठ विधि या 'wII-विधि'<ref>{{cite journal| bibcode=1993PhRvD..48.3467L | title = Nonradial oscillations of neutron stars: A new branch of strongly damped normal modes |author= M. Leins |author2= H.-P. Nollert |author3= M. H. Soffel| date=1993| journal = Physical Review D| volume = 48 | issue = 8| pages= 3467–3472 | doi=10.1103/PhysRevD.48.3467| pmid = 10016616 }}</ref> कुछ ध्वनिक तरंगों के समान हैं जो एक कठोर गोले से बिखरी हुई हैं; ऐसा लगता है कि इन विधियो की एक सीमित संख्या है। वे एक मिलीसेकंड के दसवें भाग से भी कम समय में तेजी से अवमन्दित हो जाते हैं, और इसलिए निरीक्षण करना कठिन होता है।<ref name = "MSc">R. Nilsson (2005), MSc Thesis (Lund Observatory), High-speed astrophysics: Chasing neutron-star oscillations.</ref>
+तारकीय स्पंदन विधि पर अधिक विवरण और ब्लैक होल के स्पंदन विधि के साथ तुलना कोकोटास और श्मिट द्वारा निर्वाह समीक्षा में पाई जा सकती है।<ref>{{cite journal| bibcode=1999LRR.....2....2K | title = सितारों और ब्लैक होल के अर्ध-सामान्य मोड|author= K. Kokkotas |author2= B. Schmidt| date=1999| journal = Living Reviews in Relativity| volume = 2 | issue = 1 | pages = 2 |arxiv = gr-qc/9909058 |doi = 10.12942/lrr-1999-2 | pmid = 28191830 | pmc = 5253841 }}</ref>
 == दोलन उत्तेजना ==
-आम तौर पर, दोलन तब होते हैं जब एक प्रणाली अपने गतिशील संतुलन से विचलित हो जाती है, और प्रणाली, एक बहाली बल का उपयोग करके, उस संतुलन स्थिति में लौटने की कोशिश करती है। न्यूट्रॉन सितारों में दोलन शायद छोटे आयामों के साथ कमजोर होते हैं, लेकिन इन दोलनों के रोमांचक होने से आयामों को देखने योग्य स्तरों तक बढ़ाया जा सकता है। सामान्य उत्तेजना तंत्रों में से एक बेसब्री से प्रतीक्षित विस्फोट हैं, इसकी तुलना किसी घंटी को बजाते समय एक स्वर बनाने से की जा सकती है। हिट सिस्टम में ऊर्जा जोड़ता है, जो दोलनों के आयाम को अधिक परिमाण में उत्तेजित करता है, और इसलिए इसे अधिक आसानी से देखा जाता है। इस तरह के विस्फोटों के अलावा, भड़कना, जैसा कि उन्हें अक्सर कहा जाता है, इन उत्तेजनाओं में योगदान करने के लिए अन्य तंत्र प्रस्तावित किए गए हैं:<ref>{{cite journal| bibcode=1998ApJ...498L..45D | title = सॉफ्ट गामा रिपीटर्स में वैश्विक भूकंपीय दोलन|author= R. Duncan| date=1998| journal = Astrophysical Journal Letters| volume = 498 | issue = 1| pages= L45–L49| doi=10.1086/311303|arxiv = astro-ph/9803060 | s2cid = 5456440 }}</ref>
+सामान्यतः, दोलन तब होते हैं जब एक प्रणाली अपने गतिशील संतुलन से विचलित हो जाती है, और प्रणाली, एक पुनःस्थापित बल का उपयोग करके, उस संतुलन स्थिति में लौटने का प्रयत्न करती है। न्यूट्रॉन तारों में दोलन सम्भवतः छोटे आयामों के साथ कमजोर होते हैं, लेकिन इन दोलनों के उत्तेजक होने से आयामों को देखने योग्य स्तरों तक बढ़ाया जा सकता है। सामान्य उत्तेजना तंत्रों में से एक उत्सुकता से प्रतीक्षित प्रक्षोभ हैं, इसकी तुलना किसी घंटी को बजाते समय एक स्वर बनाने से की जा सकती है। प्रहार प्रणाली में ऊर्जा जोड़ता है, जो दोलनों के आयाम को अधिक परिमाण में उत्तेजित करती है, और इसलिए इसे अधिक आसानी से देखा जाता है। इस तरह के प्रक्षोभ के अलावा, भड़कना, जैसा कि उन्हें प्रायः कहा जाता है, इन उत्तेजनाओं में योगदान करने के लिए अन्य तंत्र प्रस्तावित किए गए हैं:<ref>{{cite journal| bibcode=1998ApJ...498L..45D | title = सॉफ्ट गामा रिपीटर्स में वैश्विक भूकंपीय दोलन|author= R. Duncan| date=1998| journal = Astrophysical Journal Letters| volume = 498 | issue = 1| pages= L45–L49| doi=10.1086/311303|arxiv = astro-ph/9803060 | s2cid = 5456440 }}</ref>
-* एक सुपरनोवा के दौरान कोर पतन जो एक न्यूट्रॉन स्टार पैदा करता है एक अच्छा उम्मीदवार है क्योंकि यह भारी मात्रा में ऊर्जा जारी करता है।
+* एक सुपरनोवा के समय कोर पतन जो एक न्यूट्रॉन तारे उत्पन्न करता है एक अच्छा उम्मीदवार है क्योंकि यह भारी मात्रा में ऊर्जा जारी करता है।
-* कम से कम एक न्यूट्रॉन स्टार वाले बाइनरी सिस्टम के लिए, स्टार में पदार्थ के प्रवाह के रूप में अभिवृद्धि प्रक्रिया मध्यम उच्च ऊर्जा का स्रोत हो सकती है।
+* कम से कम एक न्यूट्रॉन तारे वाला बाइनरी पद्धति के लिए, अभिवृद्धि प्रक्रिया जैसे ही पदार्थ तारे में प्रवाहित होता है, मध्यम उच्च ऊर्जा का स्रोत हो सकता है।
-* गुरुत्वाकर्षण विकिरण एक बाइनरी सिस्टम सर्पिल में घटकों के रूप में एक दूसरे के करीब जारी किया जाता है, ऊर्जा जारी करता है जो दृश्यमान उत्तेजनाओं के लिए पर्याप्त ऊर्जावान हो सकता है।
+* गुरुत्वाकर्षण विकिरण एक बाइनरी पद्धति सर्पिल में घटकों के रूप में एक दूसरे के पास जारी किया जाता है, ऊर्जा जारी करता है जो दृश्यमान उत्तेजनाओं के लिए पर्याप्त ऊर्जावान हो सकता है।
-* तथाकथित अचानक [[चरण संक्रमण]] (पानी जमने के समान) संक्रमण के दौरान, उदाहरण के लिए, एक अजीब तारा या एक पिओन घनीभूत। यह ऊर्जा जारी करता है जिसे आंशिक रूप से उत्तेजनाओं के लिए भेजा जा सकता है।
+* तथाकथित आकस्मिक [[चरण संक्रमण|प्रावस्था संक्रमण]] (पानी जमने के समान) के समय, उदाहरण के लिए, एक अद्भुत तारा या एक पिओन संघनित है। यह ऊर्जा मुक्त करता है जिसे आंशिक रूप से उत्तेजनाओं के लिए भेजा जा सकता है।
-== मोड डंपिंग ==
-न्यूट्रॉन तारे में विभिन्न प्रक्रियाओं के माध्यम से दोलनों को अवमंदित किया जाता है जो अभी तक पूरी तरह से समझ में नहीं आए हैं। भिगोना समय एक मोड के आयाम के ई तक क्षय होने का समय है<sup>-1</sup>. विभिन्न तंत्रों की एक विस्तृत विविधता पाई गई है, लेकिन उनके प्रभाव की ताकत मोड के बीच भिन्न होती है।
-* जैसे-जैसे प्रोटॉन, न्यूट्रॉन और इलेक्ट्रॉनों की सापेक्ष सांद्रता में परिवर्तन होता है, ऊर्जा का एक छोटा हिस्सा न्यूट्रिनो उत्सर्जन के माध्यम से दूर किया जाएगा। भिगोने का समय बहुत लंबा होता है क्योंकि प्रकाश न्यूट्रिनो सिस्टम से ज्यादा ऊर्जा नहीं निकाल सकते हैं।
-* एक दोलनशील चुंबकीय क्षेत्र मुख्य रूप से चुंबकीय क्षेत्र पर निर्भर शक्ति के साथ विद्युत चुम्बकीय विकिरण का उत्सर्जन करता है। दिनों और वर्षों तक पहुंचने वाले भीगने के समय के साथ तंत्र बहुत मजबूत नहीं है।
-* गुरुत्वीय विकिरण पर बहुत चर्चा की गई है, अवमंदन समय मिलीसेकेंड के दसवें क्रम पर माना जाता है।
-* जब एक न्यूट्रॉन तारे का कोर और क्रस्ट एक दूसरे के खिलाफ चलते हैं, तो आंतरिक घर्षण होता है जो ऊर्जा के कुछ छोटे हिस्से को छोड़ता है। इस तंत्र की पूरी तरह से जांच नहीं की गई है, लेकिन ऐसा माना जाता है कि भिगोने का समय वर्षों की सीमा में है।
-* जब दोलनों की गतिज ऊर्जा को गैर-[[एडियाबेटिक प्रक्रिया]] में तापीय ऊर्जा में परिवर्तित किया जाता है, तो संभावना है कि महत्वपूर्ण ऊर्जा जारी हो सकती है, हालांकि इस तंत्र की जांच करना कठिन है।<ref name="MSc"/>
+== विधि अवमंदन ==
+न्यूट्रॉन तारों में विभिन्न प्रक्रियाओं के माध्यम से दोलनों को अवमंदित किया जाता है जो अभी तक पूरी तरह से समझ में नहीं आए हैं। अवमन्दन समय एक विधि के आयाम के e<sup>−1</sup> तक क्षय होने का समय हैं। विभिन्न तंत्रों की एक विस्तृत विविधता पाई गई है, लेकिन उनके प्रभाव की शक्ति विधि के मध्य भिन्न होती है।
+* क्योंकि प्रोटॉन, न्यूट्रॉन और इलेक्ट्रॉनों की सापेक्षिक सांद्रता में परिवर्तन हो जाता है, ऊर्जा का एक छोटा भाग न्यूट्रिनो उत्सर्जन के माध्यम से दूर किया जाएगा। अवमंदन का समय बहुत लंबा होता है क्योंकि प्रकाश न्यूट्रिनो प्रणाली से ज्यादा ऊर्जा नहीं निकाल सकते हैं।
+* एक दोलनशील चुंबकीय क्षेत्र मुख्य रूप से चुंबकीय क्षेत्र पर निर्भर शक्ति के साथ विद्युत चुम्बकीय विकिरण का उत्सर्जन करता है। दिनों और वर्षों तक पहुंचने वाले अवमंदन के समय के साथ तंत्र बहुत मजबूत नहीं है।
+* गुरुत्वीय विकिरण की बहुत चर्चा की गई है, ऐसा माना जाता है कि अवमंदन समय मिलीसेकेंड के दसवें क्रम पर होता है।
+* जैसे किसी न्यूट्रॉन तारे का कोर और परत एक दूसरे के विरुद्ध गति करते हैं, तो आंतरिक घर्षण होता है जो ऊर्जा के कुछ छोटे भाग को छोड़ता है। इस तंत्र की पूरी तरह से जांच नहीं की गई है, लेकिन ऐसा माना जाता है कि अवमंदन का समय वर्षों की सीमा में है।
+* जब दोलनों की गतिज ऊर्जा को गैर-[[एडियाबेटिक प्रक्रिया|एडियाबेटिक प्रभावों]] में तापीय ऊर्जा में परिवर्तित किया जाता है, तो संभावना है कि महत्वपूर्ण ऊर्जा जारी की जा सकती है, यद्यपि इस तंत्र की जांच करना मुश्किल है।<ref name="MSc"/>
 == अवलोकन ==
-अब तक, न्यूट्रॉन-स्टार दोलनों के बारे में अधिकांश डेटा चार विशिष्ट [[नरम गामा पुनरावर्तक]], एसजीआर के विस्फोटों से आते हैं, विशेष रूप से [[एसजीआर 1806-20]] से 27 दिसंबर 2004 की घटना। क्योंकि बहुत कम घटनाएं देखी गई हैं, न्यूट्रॉन सितारों और उनके दोलनों की भौतिकी के बारे में निश्चित रूप से बहुत कम जानकारी है। विस्फोट जो विश्लेषण के लिए महत्वपूर्ण हैं केवल छिटपुट रूप से होते हैं और अपेक्षाकृत संक्षिप्त होते हैं। सीमित ज्ञान को देखते हुए, इन वस्तुओं के आस-पास भौतिकी के आस-पास के कई समीकरणों को देखे गए डेटा को फिट करने के लिए पैरामीटर किया गया है, और जहां डेटा नहीं मिल रहा है, इसके बजाय सौर मूल्यों का उपयोग किया जाता है। हालांकि, उच्च सटीकता के साथ इस प्रकार के विस्फोटों को देखने में सक्षम अधिक परियोजनाओं और डब्ल्यू-मोड अध्ययनों के आशावादी विकास के साथ, भविष्य ब्रह्मांड की सबसे विदेशी वस्तुओं में से एक को बेहतर ढंग से समझने का वादा करता है।
+अब तक, न्यूट्रॉन-तारा दोलनों के बारे में अधिकांश डेटा चार विशिष्ट [[नरम गामा पुनरावर्तक|सॉफ्ट गामा पुनरावर्तक]], एसजीआर के विस्फोटों से आते हैं, विशेष रूप से [[एसजीआर 1806-20]] से 27 दिसंबर 2004 की घटना है। क्योंकि बहुत कम घटनाएं देखी गई हैं, न्यूट्रॉन तारों और उनके दोलनों की भौतिकी के बारे में निश्चित रूप से बहुत कम जानकारी है। विस्फोट जो विश्लेषण के लिए महत्वपूर्ण हैं केवल छिटपुट रूप से होते हैं और अपेक्षाकृत संक्षिप्त होते हैं। सीमित ज्ञान को देखते हुए, इन वस्तुओं के आस-पास भौतिकी कई समीकरणों को देखे गए डेटा को उपयुक्त करने के लिए पैरामिट्रीकृत किया गया है, और जहां डेटा नहीं मिल रहा है, इसके बदले सौर मूल्यों का उपयोग किया जाता है। तथापि, उच्च सटीकता के साथ इस प्रकार के विस्फोटों को देखने में सक्षम अधिक परियोजनाओं और w-विधि अध्ययनों के आशापूर्वक विकास के साथ, भविष्य ब्रह्मांड की सबसे विदेशी वस्तुओं में से एक को बेहतर रूप से समझने का वादा करता है।
-इन दोलनों को [[गुरुत्वाकर्षण-तरंग वेधशाला]] के माध्यम से देखा जा सकता है, जैसे कि [[लेजर इंटरफेरोमीटर स्पेस एंटीना]]। इस तरह के अवलोकनों में न्यूट्रॉन स्टार की पदार्थ सामग्री की महत्वपूर्ण जानकारी होती है, साथ ही साथ [[ अंतरिक्ष समय ]] की प्रकृति की मौलिक जानकारी भी होती है।<ref>{{Cite journal|last1=Lau|first1=Mike Y M|last2=Mandel|first2=Ilya|last3=Vigna-Gómez|first3=Alejandro|last4=Neijssel|first4=Coenraad J|last5=Stevenson|first5=Simon|last6=Sesana|first6=Alberto|date=2020-03-01|title=LISA के साथ दोहरे न्यूट्रॉन तारे का पता लगाना|url=https://doi.org/10.1093/mnras/staa002|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=492|issue=3|pages=3061–3072|doi=10.1093/mnras/staa002|issn=0035-8711|arxiv=1910.12422}}</ref>
+इन दोलनों को [[गुरुत्वाकर्षण-तरंग वेधशाला|LISA]] जैसी [[गुरुत्वाकर्षण तरंग वेधशालाओं]] के माध्यम से देखा जा सकता है। इस तरह के प्रेक्षणों में न्यूट्रॉन तारों की पदार्थ विषय की महत्वपूर्ण जानकारी होती है, साथ ही [[ अंतरिक्ष समय |समष्टि समय]] की प्रकृति की मौलिक जानकारी भी होती है।<ref>{{Cite journal|last1=Lau|first1=Mike Y M|last2=Mandel|first2=Ilya|last3=Vigna-Gómez|first3=Alejandro|last4=Neijssel|first4=Coenraad J|last5=Stevenson|first5=Simon|last6=Sesana|first6=Alberto|date=2020-03-01|title=LISA के साथ दोहरे न्यूट्रॉन तारे का पता लगाना|url=https://doi.org/10.1093/mnras/staa002|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=492|issue=3|pages=3061–3072|doi=10.1093/mnras/staa002|issn=0035-8711|arxiv=1910.12422}}</ref>
 == यह भी देखें ==
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v t e Neutron star
Types	Radio-quiet Pulsar
Single pulsars	Magnetar Soft gamma repeater Anomalous X-ray Rotating radio transient
Binary pulsars	Binary X-ray pulsar X-ray binary X-ray burster List Millisecond Be/X-ray Spin-up Hulse-Taylor binary
Properties	Blitzar Fast radio burst Bondi accretion Chandrasekhar limit Gamma-ray burst Glitch Neutronium Neutron-star oscillation Optical Pulsar kick Quasi-periodic oscillation Relativistic Rp-process Starquake Timing noise Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit Urca process
Related	Gamma-ray burst progenitors Asteroseismology Compact star Quark star Exotic star Supernova Supernova remnant Related links Hypernova Kilonova Microquasar Neutron star merger Quark-nova White dwarf Related links Stellar black hole Related links Radio star Pulsar planet Pulsar wind nebula Thorne–Żytkow object Neutronium QCD matter
Discovery	LGM-1 Centaurus X-3 Timeline of white dwarfs, neutron stars, and supernovae
Satellite investigation	Rossi X-ray Timing Explorer Fermi Gamma-ray Space Telescope Compton Gamma Ray Observatory Chandra X-ray Observatory
Other	X-ray pulsar-based navigation Tempo software program Astropulse The Magnificent Seven
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