旋转中子星中的引力磁潮汐流

最近揭示，一个旋转的致密天体在受到引力磁潮汐场作用时会产生动力学响应，即使该场被理想化为与时间无关。这种动力学响应的特征是随时间变化的内部流，并被怀疑源于潮汐力驱动的零频率 g-模和 r-模。本文通过在后牛顿引力框架下考察旋转天体的潮汐响应，为这一现象提供了更多见解。这种方法使我们能够基于后牛顿引力与麦克斯韦电磁理论之间的紧密类比，为这一现象建立直观图像。在此图像中，引力磁潮汐场与天体旋转速度之间的耦合自然预期会在天体内部产生一个不平衡的类洛伦兹力，正是这个力导致了潮汐流。后牛顿设定下流体方程的简洁性使我们能够完整描述零频率模式，并证明它们在建立潮汐流中的精确作用。我们估算了这些流的振幅，并发现对于与 LIGO 相关的双中子星系统，当旋转周期与 100 毫秒相当时，速度扰动的尺度以千米每秒计量。这一估算表明，潮汐流可能对接近并合阶段的中子星物理产生显著影响。