快速旋转中子星的光变曲线

我们计算了由快速旋转中子星的热点产生的光变曲线，假设该热点受到核心$r$-模的扰动，而该$r$-模因发射引力波而失稳。为计算光变曲线，我们考虑了相对论效应，例如快速旋转引起的多普勒增亮以及假设中子星周围为史瓦西度规时的光线弯曲。我们假设核心$r$-模穿透到表面流体海洋，从而具有足够大的振幅来扰动热点。对于$l'=m$的核心$r$-模，在恒星共转系中定义的振荡频率$\omega\approx2m\Omega/[l'(l'+1)]$将被远处观测者探测到，其中$l'$和$m$分别是该模的球谐函数阶数和方位波数，$\Omega$是恒星的自转频率。在线性振荡理论中，我们使用参数$A$来参数化模振幅，使得在表面处${\rm max}\left(|\xi_\theta|,|\xi_\phi|\right)/R=A$，其中$\xi_\theta$和$\xi_\phi$是该模位移矢量的$\theta$和$\phi$分量，$R$是恒星半径。对于$\omega=2\Omega/3$的$l'=m=2$ $r$-模，我们发现光变曲线中在$\omega=2\Omega/3$处的分数傅里叶振幅取决于热点中心到自转轴的角距离$\theta_s$，并且对于较小的$\theta_s$值，该振幅可与$A\sim0.001$相当甚至更大。