Physics in the neutron star crust and glitch phenomena

Abstract

Pulsar sıçramaları, yıldızın açısal dönme hızında ani bir artış olarak gözlenir. Bu artış sıçrama öncesi periyoda göre 10-9-10-6 lık kesirsel bir azalmaya karşılık gelir. Dönme hızındaki bu sıçramaya ek olarak yıldızın yavaşlama oranının mutlak değeri de sıçrama öncesindeki değerine göre bir artış gösterir. Sıçrama ile birlikte spin yavaşlama oranında genellikle 10-4-10-1 lik kesirsel değişim meydana gelir.İlk bölümde yüksek manyetik alanlı bir pulsar olan PSR J1119-6127 kaynağının standart sıçrama parametrelerine (yıldızın dönme oranındaki artışı, yavaşlama oranının büyüklüğündeki artış ve sıçrama sırasında pulsarın emisyon özelliklerinde bir farklılık gözlenmemesi gibi) aykırı özellikler içeren 2007 yılı sıçramasını vorteks sızma modeli çerçevesinde incelendi. Gözlemsel anlamda bu aykırı özellikler iki maddede toplanabilir: (i) Yıldız, sıçrama sonrasında sıçrama öncesine göre daha düşük bir yavaşlama oranı ile yavaşlamaktadır, (ii) bu sıçrama ile birlikte, yıldızın dış tork değişimine işaret eden emisyon özelliklerinde geçici farklılıklar ortaya çıkmıştır. Vorteks sızma modeli bu ki acayip davranışı hesaba katılacak şekilde geliştirildi. Sıçrama ile birlikte dış torkta da bir değişimin meydana gelmesi ve yavaşlama oranında da kalıcı bir değişiklik oluşması yıldızın kabuğunda meydana gelen olası bir deprem ile açıklanmaya çalışıldı. Buna göre deprem sırasında kabuk parçası yıldızın manyetik kutbuna doğru hareket eder kabuğa bağlı manyetik alan çizgilerinin elastiki yapıları yıldız emisyon özelliğinde belli bir süre değişiklik meydana getirir. Vorteks sızma modeli, Vela pulsarının sızma sonrası davranışlarını başarılı bir şekilde açıklayabilse de, iki sıçrama arasındaki zaman tahmini konusunda zorlukları vardır. Bu tezin ikinci bölümünde Vela pulsarının sıçramaları ele alınarak sızma modelinin öngördüğü sıçramalar arası geçen zaman ifadesinde iyileştirmeler yapılmış ve gözlemler ile teorik sonucun uyumluluğu araştırılmıştır. Gözlemler çoğunlukla Vela kaynağının iki sıçrama arasındaki zamanının, modelin tahmin ettiğinden daha kısa olduğunu gösteriyor. Modele değişiklik getirirken önerilen senaryo şudur: Vela pulsarı da Yengeç pulsarı gibi deprem tarafından tetiklenen bir sıçrama meydana getiriyor ise yıldızın yavaşlama oranında kalıcı bir azalma olacaktır. Sızma teorisine göre bu kalıcı azalma depremin tetiklediği yeni vortex boşalma bölgelerinden kaynaklanmaktadır. Bu yeni bölgeler sıçramadan önce vorteks sızmasına katkıda bulunuyorken, olay sonrası spin yavaşlama oranına katkı sağlamayacaktır. Vela pulsarında yavaşlama oranındaki bu kalıcı değişim sıçrama büyüklüğü içinde gözlemlerden kaçmış olabilir. Buna göre bir sonraki sıçrama zamanının doğrusal olarak daha kısa bir sürede olması gerekmektedir. Analizler sonucu Vela sıçramaları için bulduğumuz, gözlem değerlerine en çok yaklaştıran yıldızın yavaşlama oranındaki kalıcı değişikliğin kesirsel değeri $/Delta /dot{/Omega}_{p} / /dot{/Omega}= 1.6/times 10^{-3} $. Pulsar sıçramaları yıldız depremleri ile tetiklenen olaylardır. Yıldız kabuğunun kırılması, kritik kırılma açısı ile belirlenir. Bu da sıçrama ile etkilenen daha büyük sıçramalara yol açan toplam vorteks sayısı ile ilişkilidir. Üçüncü bölümde Crab pulsarında gözlemlenen en üçük sıçrama olayı yıldız depremi modeli ile incelenmiştir. Tezin son bölümünde yıldız kabuğunun farklı tabakalarında deprem koşullarının oluşumu için gerekli kritik gerilme açısının eğeri elde edilmiştir. Nükleer pasta yapıları da ele alınarak bir Wigner-Seitz hücresi içersindeki toplam elektriksel Coulomb potensiyel enerjisinin, çekirdek etrafındaki elektronların hareketinden meydana gelen toplam kinetik enerji oranı bulundu. Bu boyutsuz değerin kritik gerilme açısı ile doğrudan ilişkili olma yorumundan yola çıkarak kabuğun farklı katmanlarınlaki /theta_{kr} değerleri elde edildi. Buna göre yıldızın kabuğunda meydana gelecek bir deprem iç tabakalarda daha olası iken, dış tabakaya doğru zorlaşır.

Glitches are sudden changes in rotation frequency and spin-down rate, observed from pulsars of all ages. Standard glitches are characterized by a positive step in angular velocity ($/Delta/Omega$ $ > $ $0$) and a negative step in the spin-down rate ($/Delta /dot /Omega$ $ < $ $0$) of the pulsar. There are no glitch-associated changes in the electromagnetic signature of rotation-powered pulsars most cases. For the first time, in the last glitch of PSR J1119-6127, there is clear evidence for changing emission properties coincident with the glitch. This glitch is also unusual in its signature. Further, the absolute value of the spin-down rate actually decreases in the long term. This is in contrast to usual glitch behaviour. In the first Chapter the vortex creep model is extended in order to take into account these peculiarities. It is proposed that a starquake with crustal plate movement towards the rotational poles of the star induces inward vortex motion which causes the unusual glitch signature. The component of the magnetic field perpendicular to the rotation axis will decrease, giving rise to a permanent change in the pulsar external torque. The vortex creep model explains the postglitch behaviour of Vela pulsar well, while it has the difficulties to estimate the interglitch time intervals. In the second Chapter it is hypothesized that for each Vela glitch there might be a persistent shift, which will not relax back, in the post-glitch `triangle` fashion of $/Delta /dot/Omega$. This step would not be distinguished observationally at the time of the glitch. The modified expression for the time between glitches by using this consideration is applied for 14 Vela glitches by minimizing rms deviations between the model and observed glitch times. The estimates are in better agreement with the observed values with the persistent shift of $/Delta /dot{/Omega}_{p} / /dot{/Omega}= 1.6/times 10^{-3} $ for all Vela glitches. Different $/Delta /dot{/Omega}_{p}$ values for each Vela glitch are also calculated by inserting the observed interglitch times in the modified expression.Glitches are triggered by an initial crust breaking event. The size of the crust breaking is determined by the critical strain angle, $ /theta_{cr} $. The broken crust plate size in turn determines the number of vortices involved in the unpinning avalanche that effects the size of the amplified glitch. The event of minimum glitch size of the Crab pulsar observed by /cite{espinoza14} is investigated in the third Chapter. Modelling the `pure` crustquake as a trigger mechanism with some breaking geometries, some physical quantities in neutron star crust, like the size of the broken plate, the critical strain angle at which fracture occurs, and the number of triggered vortices involved in larger glitches are estimated. In the final Chapter the critical strain angle in the Coulomb crystal in the neutron star crust is estimated on the assumption that this dimensionless number is of the order of the ratio of the Coulomb potential energy to the kinetic energy of the relativistic electrons, $/theta_{cr} /sim E_{C}/E_{K}$. This estimate scales with the fine structure constant, the charge Z, and microscopic length scales. The scaling also depends on the dimensionality according to the shapes of the nuclear clusters in various `pasta` geometries (i.e. spherical, rod, slab) in the inner crust. It is found that $/theta_{cr} /sim 10^{-1}$ in the outer crust, in agreement with the numerical results of /cite{HK2009}, while it reduces to $10^{-2}-10^{-3}$ in the inner crust where the lower dimensional rod and slab configurations prevail. Screening which is very weak does not change the results appreciably.