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-lesce because of the emission of gravitational
waves. The equations of hydrodynamics are
solved with a Lagrangian particle scheme
(smoothed particle hydrodynamics) Efor a re-
view see (20)^ that is coupled to a temperature-
and composition-dependent nuclear equation of
state (17, 21). We include the effects of cooling
and the change in matter composition due to
neutrino-producing weak interactions. Because
the debris material covers the full range from
completely opaque to completely transparent to
neutrinos, we have to incorporate opacity ef-
fects. Thus, on an additional grid, we calculate
for each fluid parcel the opacities for each
neutrino species and take them into account in
the emission process (18). The Newtonian self-
gravity of the neutron star fluid is evaluated
efficiently using a binary tree algorithm. In ad-
dition, we apply forces that emerge as a result
of the emission of gravitational waves (17);
these are the forces that drive the binary toward
coalescence. The new physics employed in
these simulations is the inclusion of magnetic
fields. To ensure the robustness of our results,
we apply two different methods: one using a
recently developed algorithm for Bsmoothed
particle magnetohydrodynamics[ (22) and one
using a method in which the magnetic field is
calculated from the so-called BEuler poten-
tials,[ a and b, that are advected with each
fluid particle (23). The magnetic field is cal-
culated from these potentials according to
B 0 la
lb ð1Þ
This prescription has the advantage that the
divergence constraint (Bno monopoles con-
dition[) on the magnetic field is satisfied by
construction. Apart from this difference, both
methods yield similar results. The computation-
al costs are dominated by the calculation of
self-gravity; the costs for the magnetic fields,
the equation of state, and the neutrino physics
are negligible by comparison.

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 lesce vì phát xạ của hấp dẫnsóng. Phương trình của thủygiải quyết với một sơ đồ hạt Lagrange(smoothed hạt thủy) Efor re-nhìn thấy (20) ^ đó cùng với một nhiệt độ -và phụ thuộc vào thành phần hạt nhân phương trìnhbang (17, 21). Chúng tôi bao gồm các hiệu ứng làm mátvà sự thay đổi trong vấn đề thành phần dosản xuất các neutrino tương tác yếu. Bởi vìcác mảnh vụn vật liệu bao gồm đầy đủ từhoàn toàn mờ để hoàn toàn minh bạch đểneutrino, chúng ta phải kết hợp opacity ef-fects. Vì vậy, trên một lưới điện bổ sung, chúng tôi tính toánĐối với mỗi chất lỏng parcel các opacities cho mỗineutrino loài và đưa chúng vào tài khoản trongquá trình phát xạ (18). Newton tự-lực hấp dẫn của chất lỏng sao neutron được đánh giáhiệu quả sử dụng một thuật toán cây nhị phân. Trong quảng cáo-dition, chúng tôi áp dụng lực nổi lên như là kết quảphát thải của sóng hấp dẫn (17);đây là các lực lượng lái xe nhị phân hướng tớicoalescence. Vật lý mới sử dụng trongCác mô phỏng là sự bao gồm từ tínhcác lĩnh vực. Để đảm bảo độ chắc chắn của các kết quả,chúng tôi áp dụng hai phương pháp khác nhau: một trong những bằng cách sử dụng mộtmới phát triển thuật toán Bsmoothedhạt đóng [(22) và mộtbằng cách sử dụng một phương pháp từ trường làtính từ cái gọi là BEuler poten-tials, [một và b, mà advected với mỗichất lỏng hạt (23). Từ trường là cal-culated từ những tiềm năng theoB 0 la lb ð1ÞToa thuốc này có lợi thế mà cáchạn chế phân kỳ (Bno monopoles con-dition[) ngày từ trường là hài lòng bởixây dựng. Ngoài sự khác biệt này, cả haiphương pháp mang lại kết quả tương tự. Tính toán-Al chi phí chủ yếu là việc tính toántự trọng; chi phí cho từ trường,phương trình của nhà nước, và vật lý của neutrinolà không đáng kể bằng cách so sánh.

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 hai ngôi sao neutron coa-Lesce vì sự phát xạ hấp dẫn
sóng. Các phương trình thủy động lực học được
giải quyết với một chương trình Lagrangian hạt
(thủy động lực học hạt vuốt) Efor một lại
xem see (20) ^ đó là cùng với một temperature-
và phương trình thành phần phụ thuộc vào hạt nhân của
nhà nước (17, 21). Chúng tôi bao gồm các hiệu ứng làm mát
và sự thay đổi trong thành phần vật chất do
tương tác yếu neutrino sản xuất. Bởi vì
vật liệu mảnh vỡ bao gồm đầy đủ từ
hoàn toàn mờ đục hoàn toàn trong suốt đối với
neutrino, chúng ta phải kết hợp opacity cách hiệu
fects. Như vậy, trên một lưới thêm, chúng tôi tính toán
cho từng thửa chất lỏng trong mờ cho mỗi
loài neutrino và đưa họ vào tài khoản trong
quá trình phát xạ (18). Các Newton tự
trọng của chất lỏng sao neutron được đánh giá
sử dụng hiệu quả một thuật toán cây nhị phân. Trong quảng cáo-
dition, chúng tôi áp lực nổi lên như là một kết quả
của sự phát xạ của sóng hấp dẫn (17);
đây là những lực lượng mà ổ đĩa nhị phân đối với
sự hợp nhất. Các vật lý mới tuyển dụng trong
những mô phỏng này là sự bao gồm từ
các lĩnh vực. Để đảm bảo sự vững mạnh của các kết quả của chúng tôi,
chúng tôi áp dụng hai phương pháp khác nhau: một cách sử dụng một
thuật toán phát triển gần đây cho Bsmoothed
từ thủy động lực học hạt [(22) và một
sử dụng một phương pháp trong đó các từ trường được
tính từ cái gọi là BEuler poten-
tials, [a, b được advected với mỗi
hạt chất lỏng (23). Từ trường cal-
culated từ những tiềm năng theo
B 0 la? lb ð1Þ
toa này có ưu điểm là
hạn chế sự phân kỳ (BNO cực con-
dition [) trên từ trường được thỏa mãn bằng
xây dựng. Ngoài sự khác biệt này, cả hai
phương pháp mang lại kết quả tương tự. Các computation-
chi phí al bị chi phối bởi tính
tự trọng; chi phí cho các lĩnh vực từ trường,
các phương trình của nhà nước, và vật lý neutrino
là không đáng kể bằng cách so sánh.