न्यूट्रॉन-तारा दोलन: Difference between revisions

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** 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>
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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>
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== दोलन उत्तेजना ==
== 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>
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>
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* 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 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"/>
* 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"/>
== अवलोकन ==
== 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-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।


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>
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== यह भी देखें ==
== यह भी देखें ==


Revision as of 16:17, 2 April 2023

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।[1] 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।[2] दोलनशील न्यूट्रॉन सितारों 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-स्टार मॉडल में अनुमानित आवृत्तियों के बीच तुलना।
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 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।

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।[4]
  • 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। 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[5] और कोजिमा द्वारा संख्यात्मक रूप से सत्यापित,[6] जिसके परिणाम कोकोटास और शुट्ज़ द्वारा सुधारे और विस्तारित किए गए थे।[7] 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,[8] 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[9] इन तरीकों की असीमित संख्या का सुझाव दें।
    • इंटरफ़ेस मोड या 'wII-मोड'[10] 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।[11]

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।[12]

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:[13]

  • 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।
  • 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।
  • 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।
  • 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।

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-1. 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।[11]

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।

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।[14]

यह भी देखें

संदर्भ

  1. ↑ M. Cunha; et al. (2007). "क्षुद्रग्रह विज्ञान और इंटरफेरोमेट्री". Astronomy and Astrophysics Review. 14 (3–4): 217–360. arXiv:0709.4613. Bibcode:2007A&ARv..14..217C. doi:10.1007/s00159-007-0007-0. S2CID 16590095.
  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.
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बाहरी संबंध

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