The orbital decay of a neutron star

The orbital decay of a neutron star bi-
nary system as a result of the emission
of gravitational waves is one of the
prime targets of gravitational wave detectors
such as the Laser Interferometer Gravitational-
Wave Observatory (1) or GEO600 (2). More-
over, the long-suspected connection of neutron
star binaries to gamma-ray bursts (GRBs), the
most luminous explosions in the universe, has
received solid support from the first detections of
afterglows from the short class of GRBs (3–5).
Unlike their long-duration cousins (which are
associated with the deaths of massive stars), short
GRBs occur systematically at lower redshifts, in
galaxies both with and without star formation,
and are not accompanied by a supernova ex-
plosion. The millisecond variability observed in
the light curves of short GRBs suggests that a
compact object, either a neutron star or a stellar
mass black hole, acts as the central engine.
The observed cosmological distances imply
that large energies are involved; so, relativistic
outflows with Lorentz factors of several hundreds
are required to avoid the so-called Bcompactness
problem[ (6). To reach such extreme velocities,
a large amount of energy has to be deposited per
rest mass, for example, by the annihilation of
neutrino-antineutrino pairs, ni þ ni Y e þ eþ,
or through magnetic mechanisms (7, 8). There-
fore, strong magnetic fields have been suggested as being important in producing GRBs (9–13),
but the question of what field strengths can
actually be reached in a merger remnant before
it collapses to a black hole has so far remained
unanswered. Recently, a very energetic giant
flare from the magnetar SGR 1806-20 has been
observed (14, 15). If it had been farther away,
but within 40 Mpc, its initial spike would—both
on grounds of duration and spectrum—have
been interpreted as a short gamma-ray burst.
The lack of excess events from the direction of
the Virgo cluster, however, suggests that only a
small portion of previously observed short bursts
could have been giant magnetar flares. Never-
theless, the similarity in physical properties may
point to a common or similar mechanism behind
both phenomena.
Although computer simulations of binary
neutron star mergers have reached a good degree
of realism (16–19), none has so far been able to
take magnetic fields into account, primarily be-
cause of the numerical challenge posed by sim-
ulating even the hydrodynamics of the merger
process. Here, we present global neutron star
merger simulations that follow the evolution of
the magnetic field. Our main result is that the
existing neutron star magnetic fields (1012 G)
become amplified by several orders of magni-
tude within the first millisecond after the merger,
which is long before the collapse to a black
hole can proceed. Our robust lower limit on the
field that can be reached is 2
1015 G, but it is
highly probable that much stronger fields are
realized in nature.
Our simulations are three-dimensional com-
puter simulations of two neutron stars that coa-

Kết quả (Việt) 1:

Phân rã quỹ đạo của một sao neutron biCác hệ thống sân bay Nary là kết quả của sự phát thảicủa sóng hấp dẫn là một trong nhữngcác mục tiêu chính của thiết bị dò sóng hấp dẫnchẳng hạn như giao thoa kế Laser hấp dẫn-Đài quan sát sóng (1) hoặc GEO600 (2). Thêm-qua, nghi ngờ dài nối của neutronsao tập tin nhị phân để gamma-ray bursts (GRBs), cácCác vụ nổ sáng nhất trong vũ trụ, cónhận được sự hỗ trợ vững chắc từ các phát hiện đầu tiên củaafterglows học ngắn GRBs (3 – 5).Không giống như người Anh em họ thời gian dài của họ (đó làliên quan đến cái chết của ngôi sao lớn), ngắnGRBs xảy ra có hệ thống tại thấp hơn redshifts,có và không có sự hình thành sao, các Thiên Hàvà không được đi kèm bởi một siêu tân tinh cũplosion. Millisecond biến quan sát thấy ởCác đường cong ánh sáng của GRBs ngắn cho thấy rằng mộtnhỏ gọn đối tượng, hoặc là một sao neutron hoặc bản saokhối lượng lỗ đen, các hành vi như là động cơ Trung tâm.Khoảng cách quan sát vũ trụ hàm ýlà nguồn năng lượng lớn có liên quan; Vì vậy, tương đốira với Lorentz các yếu tố của vài trămphải tránh cái gọi là Bcompactnessvấn đề [(6). Để đạt được vận tốc cực như vậy,một số lượng lớn năng lượng đã được gửi cho mộtphần còn lại khối lượng, ví dụ, bằng cách hủy diệt củaneutrino phản neutrino cặp, ni þ ni Y e þ eþ,hoặc thông qua cơ chế từ tính (7, 8). Có-Fore, mạnh mẽ từ trường đã được đề nghị như là quan trọng trong sản xuất GRBs (9-13)nhưng câu hỏi của những gì lĩnh vực thế mạnh có thểthực sự đến trong một dấu tích sáp nhập trước khinó sụp đổ với một lỗ đen cho đến nay vẫnđược trả lời. Gần đây, một người khổng lồ rất năng độngflare từ magnetar SGR 1806-20 đãquan sát (14, 15). Nếu nó đã xa,nhưng trong vòng 40 Mpc, cành ban đầu của nó-cả haiđến thời gian và quang phổ-cóđược hiểu là một burst tia gamma ngắn.Việc thiếu các sự kiện dư thừa từ sự hướng dẫn củacụm Virgo, Tuy nhiên, cho thấy rằng chỉ mộtphần nhỏ của quan sát từng bursts ngắncó thể khổng lồ magnetar pháo sáng. Không bao giờ-theless, tương tự tính chất vật lý có thểtrỏ tới một cơ chế phổ biến hoặc tương tự như saucả hai hiện tượng.Mặc dù mô phỏng máy tính trong hệ nhị phânsao neutron sáp nhập đã đạt đến một mức độ tốtchủ nghĩa hiện thực (16-19), không ai có cho đến nay được thểtính từ trường đến, chủ yếu là-nguyên nhân của thách thức số đặt ra bằng sim-ulating thậm chí là các aerodynamics sáp nhậpquá trình. Ở đây, chúng tôi trình bày toàn cầu sao neutronMô phỏng sáp nhập thực hiện theo sự tiến triển củatừ trường. Chúng tôi kết quả chính là cáchiện tại sao neutron từ trường (1012 G)trở thành khuếch đại bởi một số đơn đặt hàng của magni-tude trong vòng millisecond đầu tiên sau khi sáp nhập,đó là rất lâu trước khi sụp đổ với một màu đenlỗ có thể tiến hành. Chúng tôi giới hạn thấp mạnh mẽ trên cáclĩnh vực mà có thể đạt được là 2 1015 G, nhưng nó làrất có thể xảy ra rằng có rất nhiều trường mạnh mẽ hơn lànhận ra trong tự nhiên.Mô phỏng của chúng tôi phụ thuộc vào ba chiều comMô phỏng puter của hai neutron sao đó coa-

Kết quả (Việt) 2:

Sự phân rã quỹ đạo của một ngôi sao neutron song phương
nary hệ thống như là một kết quả của sự phát xạ
của sóng hấp dẫn là một trong những
mục tiêu chính của các máy dò sóng hấp dẫn
như Laser giao thoa Gravitational-
sóng Đài quan sát (1) hoặc GEO600 (2). Thêm-
hơn, kết nối dài bị nghi ngờ neutron
nhị phân sao với các vụ nổ tia gamma (GRB), các
vụ nổ sáng nhất trong vũ trụ, đã
nhận được sự ủng hộ vững chắc từ phát hiện đầu tiên của
afterglows từ lớp ngắn về GRB (3-5 ).
không giống như người anh em họ dài thời gian của họ (được
kết hợp với những cái chết của các ngôi sao khổng lồ), ngắn
GRB xảy ra có hệ thống tại dịch chuyển đỏ thấp hơn, trong
các thiên hà đều có và không có sự hình thành sao,
và không kèm theo một siêu tân tinh nghiệm
plosion. Các biến đổi một phần nghìn giây quan sát thấy trong
các đường cong ánh sáng của GRB ngắn cho thấy một
vật thể nhỏ gọn, hoặc là một ngôi sao neutron hoặc một sao
lỗ đen khối lượng, đóng vai trò như là động cơ trung tâm.
Các khoảng cách vũ trụ quan sát được hàm ý
rằng nguồn năng lượng lớn có liên quan; như vậy, tương đối
tệ với các yếu tố Lorentz của vài trăm
được yêu cầu để tránh cái gọi là Bcompactness
vấn đề [(6). Để đạt vận tốc cực đoan như vậy,
một lượng lớn năng lượng phải được gửi cho mỗi
khối còn lại, ví dụ, bằng sự hủy diệt của
cặp neutrino phản neutrino, ni þ ni Y e þ ETH,
hoặc thông qua các cơ chế từ (7, 8). There-
mũi, từ trường mạnh đã được đề xuất như là quan trọng trong sản xuất GRB (9-13),
nhưng câu hỏi về những gì mạnh lĩnh vực có thể
thực sự đạt được trong một phần còn lại sáp nhập trước
đến nay nó sụp đổ vào một lỗ đen vẫn
chưa được trả lời. Gần đây, một người khổng lồ năng lượng rất
flare từ các magnetar SGR 1806-20 đã được
quan sát (14, 15). Nếu nó đã xa,
nhưng trong vòng 40 Mpc, cành ban đầu của nó sẽ-cả
trên cơ sở của thời gian và quang phổ-đã
được giải thích như là một gamma-ray burst ngắn.
Việc thiếu các sự kiện dư thừa từ sự chỉ đạo của
các cụm Xử Nữ, tuy nhiên , cho thấy rằng chỉ có một
phần nhỏ trong các vụ nổ ngắn quan sát trước đây
có thể là pháo sáng sao nam châm khổng lồ. Never-
theless, sự giống nhau về tính chất vật lý có thể
trỏ đến một cơ chế chung hoặc tương tự phía sau
cả hai hiện tượng.
Mặc dù mô phỏng máy tính của hệ nhị phân
sáp nhập neutron sao đã đạt đến một mức độ tốt
của chủ nghĩa hiện thực (16-19), không ai có cho đến nay đã có thể
mất các lĩnh vực từ tính vào tài khoản, chủ yếu là được-
nguyên nhân gây ra các thách thức đặt ra bởi số giản
ulating ngay cả những động lực của việc sáp nhập
trình. Ở đây, chúng tôi trình bày sao neutron toàn cầu
mô phỏng sáp nhập mà theo sự phát triển của
từ trường. Kết quả chính của chúng tôi là các
sao neutron từ trường hiện tại (1012 G)
trở nên khuếch đại của một số đơn đặt hàng của magni-
tude trong một phần nghìn giây đầu tiên sau khi sáp nhập,
mà là rất lâu trước khi sự sụp đổ một màu đen
lỗ có thể tiến hành. Giới hạn dưới mạnh mẽ của chúng tôi về các
lĩnh vực mà có thể đạt được là 2? 1015 G, nhưng nó là
nhiều khả năng là lĩnh vực mạnh mẽ hơn được
nhận ra trong tự nhiên.
Mô phỏng của chúng tôi là ba chiều đồng
mô phỏng puter của sao hai neutron coa-