Polar Quasinormal Modes of Neutron Stars in Massive Scalar-Tensor Theories

We study polar quasinormal modes of relativistic stars in scalar-tensor theories, where we include a massive gravitational scalar field and employ the standard Brans-Dicke coupling function. For the potential of the scalar field we consider a simple mass term as well as a potential associated with R2 gravity. The presence of the scalar field makes the spectrum of quasinormal modes much richer than the spectrum in General Relativity. We here investigate radial modes (l = 0) and quadrupole modes (l = 2). The general relativistic l = 0 normal modes turn into quasinormal modes in scalar-tensor theories, that are able to propagate outside of the stars. In addition to the pressure-led modes new scalar-led ϕ-modes arise. We analyze the dependence of the quasinormal mode frequencies and decay times on the scalar field mass.

Turning Point Principle for Relativistic Stars

Upon specifying an equation of state, spherically symmetric steady states of the Einstein-Euler system are embedded in 1-parameter families of solutions, characterized by the value of their central redshift. In the 1960’s Zel’dovich (Voprosy Kosmogonii 9:157–170, 1963) and Harrison et al. (Gravitation Theory and Gravitational Collapse. The University of Chicago press, Chicago, 1965) formulated a turning point principle which states that the spectral stability can be exchanged to instability and vice versa only at the extrema of mass along the mass-radius curve. Moreover the bending orientation at the extrema determines whether a growing mode is gained or lost. We prove the turning point principle and provide a detailed description of the linearized dynamics. One of the corollaries of our result is that the number of growing modes grows to infinity as the central redshift increases to infinity.

Mass correction and deformation of slowly rotating anisotropic neutron stars based on Hartle–Thorne formalism

Due to their compactness, neutron stars are the best study matter in high density and strong-field gravity. Hartle and Thorne have proposed a good approximation or perturbation procedure within general relativity for slowly rotating relativistic stars by assuming the matter inside the stars is an ideal isotropic fluid. This study extends the analytical Hartle–Thorne formalism for slowly rotating neutron stars, including the possibility that the neutron star pressure can be anisotropic. We study the impact of neutron stars’ anisotropy pressure on mass correction and deformation numerically. For the anisotropic model, we use the Bowers-Liang model. For the equation of state of neutron stars, we use a relativistic mean-field BSP parameter set with the hyperons, and for the crust equation of state, we use the one of Miyatsu et al. We have found that the mass of neutron stars increases but the radius decreases by increasing $$\lambda _{BL}$$ λ BL value. Therefore, the NS compactness increases when $$\lambda _{BL}$$ λ BL becomes larger. This fact leads to a condition in which NS is getting harder to deformed when the $$\lambda _{BL}$$ λ BL increased.

Models of relativistic stars as neutron star merger remnants

Οι συγχωνεύσεις διπλών συστημάτων αστέρων νετρονίων αποδείχθηκαν χρυσωρυχεία επιστημονικής γνώσης. Η ιστορική ανίχνευση βαρυτικών κυμάτων από το γεγονός GW170817 και η ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία που ανιχνεύθηκε στη συνέχεια, καθόρισαν το συγκεκριμένο γεγονός ως την αφετηρία της αστρονομίας πολλαπλών αγγελιοφόρων. Όπως συνηθίζεται με τις επιστημονικές ανακαλύψεις, η παρατήρηση του γεγονότος GW170817 έδωσε απαντήσεις σε αρκετές ερωτήσεις, ωστόσο δημιούργησε και νέα ερωτηματικά. Ποια θα είναι η τελική κατάταξη ενός βραχύβιου, διαφορικά περιστρεφόμενου υπολείμματος συγχώνευσης; Πόσο διάστημα θα επιβιώσει; Τι μπορεί να συναχθεί από τις ιδιότητές του για την καταστατική εξίσωση της ύλης σε υψηλές πυκνότητες, η οποία χαρακτηρίζεται ακόμη από μεγάλη αβεβαιότητα; Οι αριθμητικές προσομοιώσεις συγχωνεύσεων διπλών συστημάτων αστέρων νετρονίων βελτίωσαν σε μεγάλο βαθμό την κατανόησή μας για αυτά τα πολύπλοκα φαινόμενα, τα τελευταία χρόνια. Όμως, το υψηλό υπολογιστικό τους κόστος καθιστά απαγορευτική την προοπτική να χρησιμοποιηθούν συστηματικά για την ενδελεχή διερεύνηση των παραμέτρων του προβλήματος. Συνεπώς, ως μία συμπληρωματική προσέγγιση, υπάρχει η ανάγκη για μοντέλα των υπολειμμάτων συγχώνευσης τα οποία να είναι αξιόπιστα από φυσικής άποψης, αλλά και να μπορούν να παραχθούν γρήγορα επιτρέποντας έτσι μία βαθύτερη εξερεύνηση του παραμετρικού χώρου. Η βιβλιογραφία των μοντέλων ισορροπίας μέχρι πρόσφατα δεν είχε τα απαραίτητα θεωρητικά εργαλεία που θα επέτρεπαν την κατασκευή μοντέλων με ρεαλιστικά προφίλ γωνιακής ταχύτητας, όμοια με τα αντίστοιχα των υπολειμμάτων από συγχωνεύσεις. Νόμοι περιστροφής που περιέγραφαν τη γωνιακή ταχύτητα ως μία μονότονη συνάρτηση χρησιμοποιούνταν προσεγγιστικά με ικανοποιητικά αποτελέσματα, ωστόσο η εισαγωγή νέων νόμων διαφορικής περιστροφής που είναι σε θέση να αναπαράγουν τα ρεαλιστικά προφίλ γωνιακής ταχύτητας, παρέχει πλέον τις θεωρητικές αναλυτικές εκφράσεις που έλειπαν. Η παρούσα διατριβή εστιάζει στο θέμα της διαφορικής περιστροφής, που είναι ο βασικός παράγοντας που επιτρέπει την ύπαρξη των υπολειμμάτων συγχώνευσης. Αρχικά, ελέγχεται η σύμμορφα επίπεδη προσέγγιση για το χωρόχρονο υπό το πρίσμα της διαφορικής περιστροφής και συμπεραίνεται ότι η ακρίβειά της είναι ικανοποιητική. Στη συνέχεια και με στόχο την κατασκευή ρεαλιστικών μοντέλων υπολειμμάτων, γίνεται διεξοδική διερεύνηση ενός νέου τετραπαραμετρικού νόμου διαφορικής περιστροφής. Η ευελιξία του επιτρέπει την κατασκευή μοντέλων με προφίλ γωνιακής ταχύτητας όμοια με αυτά του υπολείμματος μετά τη συγχώνευση. Το αναπτυχθέν θεωρητικό πλαίσιο εφαρμόζεται σε ρεαλιστικές, ψυχρές καταστατικές εξισώσεις και υπολογίζεται η μάζα κατωφλίου για άμεση κατάρρευση σε μελανή οπή. Το σχετικό σφάλμα της υπολογιζόμενης ποσότητας συγκριτικά με την αντίστοιχη τιμή από αριθμητικές προσομοιώσεις είναι στο επίπεδο του 1%. Επιπροσθέτως, στα μοντέλα υπολειμμάτων που κατασκευάζονται, επαληθεύεται μία βασική πρόβλεψη από προσομοιώσεις συγχωνεύσεων διπλών συστημάτων αστέρων νετρονίων, σύμφωνα με την οποία ο πυρήνας του αστέρα περιστρέφεται αργά ως προς έναν παρατηρητή στο άπειρο, με την γωνιακή ταχύτητα σχεδόν να συμπίπτει με την παράσυρση των αδρανειακών παρατηρητών λόγω περιστροφής του χωροχρόνου. Σε περαιτέρω διερεύνηση αυτού του αποτελέσματος, προτείνεται μία πιθανή συσχέτιση μεταξύ του πόσο συμπαγές είναι ένα μοντέλο ισορροπίας για ένα υπόλειμμα κοντά στη μάζα κατωφλίου και του πόσο συμπαγές είναι συγκριτικά το μη περιστρεφόμενο μοντέλο μέγιστης μάζας για την ίδια καταστατική εξίσωση. Η διεξαχθείσα έρευνα ξεκαθαρίζει την επίδραση του νόμου διαφορικής περιστροφής και της καταστατικής εξίσωσης στις κύριες ιδιότητες των υπολειμμάτων συγχωνεύσεων και θέτει τις βάσεις για την προσθήκη της θερμοκρασιακής επίδρασης σε μελλοντική μελέτη.