Astronomiya

Bütün neytron ulduzları fırlanır?

Bütün neytron ulduzları fırlanır?

Bilirəm ki, onlardan bəziləri pulsarlar və pulsarlar çox sürətli fırlanır, amma neytron ulduzlarının hamısı fırlanır? Mən impulsun qorunması səbəbi ilə edəcəklərini düşünürdüm, amma həqiqətən əmin deyiləm.


Düşünürəm ki, bütün neytron ulduzlarının fırlandığını söyləmək qətiliklə təhlükəsizdir.

Açısal impulsun qorunması, Yerin ölçüsündə (təxminən) böyük bir ulduz nüvəsindən 10 km radiuslu bir şeyə çökdükdə, onların açısal sürətinin təxminən radiusundakı azalma kvadratı (yəni $ əmsalı) kimi artmasını təmin edir. sim 4 times 10 ^ 5 $. Beləliklə, Ulduz nüvənin başlanğıc üçün ən kiçik bir spin olmasına baxmayaraq neytron ulduzu həqiqətən çox sürətli dönər.

Gənc pulsarlar təxminən 0,01 saniyədən bir saniyəyə qədər dəyişən fırlanma dövrləri ilə doğulur. Sonra yaşlandıqca bucaq təcilini itirirlər.

Sualınıza cavab verməyin çətinliyi ondan ibarətdir ki, bir dəfə neytron ulduzları 1-10 saniyədən çox müddətə qədər fırlanır (pulsar maqnit sahəsinin gücündən asılı olaraq - Wang və s. 2011-dən aşağıdakı şəkilə baxın) sonra pulsar mexanizmi. sönür və neytron ulduzu, bütün məqsəd və məqsədlərə görə görünməz hala gəlir (sözdə "pulsar ölüm xətti", Zhang 2003).

Pulsar söndükdən sonra da fırlanmanın davam edəcəyi gözlənilir, amma fırlanma sürətinin özü fırlanma sürətindən asılıdır, bu səbəbdən neytron ulduzu on milyardlarla il sonra da dayanmayacaq.


Hər ulduz obyektin fırlandığını söyləyərdim. Tamamilə radial ola bilməyən yığılma prosesindən qaynaqlanır.

Ulduz bir cismin baxdığınız yerli yerdə dönməsini dayandırmaq üçün doğru qüvvələri alması ehtimalı az olsa da, növbəti dəfə üzərinə kiçik bir qüvvə vurulduqda, yenidən dönməyə başlayacaq (hətta çox yavaş).


Fizika tələbəsi yeni neytron ulduz spin nəzəriyyəsinin bəyənməsini qazandı

PASADENA - Kosmologiya karyerasına başladığınızda, yalnız bir partlayışla başlamaq uyğun gəlir.

Kaliforniya Texnologiya İnstitutunda fizika üzrə doktorluq dərəcəsinə yiyələnən Ben Owenin indi edəcəyi işlər. Owen, 12 İyun başında ən yaxşı Caltech dissertasiyasına görə illik Clauser Mükafatını qazandı, həm də işləri beynəlxalq bir simpoziumun mövzusu oldu. Sentyabr ayında, Albert Einstein İnstitutunda (simpoziumun keçirildiyi) yeni bir iş üçün doktora sonrası tədqiqatçı olaraq Almaniyaya uçacaq.

Owen & # 39s dissertasiyasının bu qədər marağı artırmasının səbəbi astrofizikada onilliklərdir davam edən bir sualı həll etməsi və yeni suallar açmasıdır.

Xüsusilə onun & quot; Yığcam Nisbələrdən Qravitasiya Dalğaları & quot-nin 5-ci fəslində gənc neytron ulduzların niyə bu qədər yavaş döndüyünü göstərir. Lee Lindblom və Sharon Morsink ilə aparılan 5-ci fəslin araşdırması, sürətlə fırlanan, yeni doğulmuş neytron ulduzlarının çəkisi dalğaları kimi spin enerjilərini ataraq vəhşicəsinə nəbz edəcəklərini proqnozlaşdırır. Əsər Physical Review Letters jurnalının 1 İyun sayında görünür.

Owen və həmkarlarının yeni nəzəriyyəsi bir neçə il ərzində Lazer İnterferometr Qravitasiya-Dalğa Rəsədxanası (LIGO) işə düşdükdən sonra eksperimental olaraq sınaqdan keçiriləcəkdir.

Neytron ulduzları, günəşin kütləsi ilə əlaqədar təxminən 15 mil diametrli bir kürəyə yığılmış son dərəcə kompakt cisimlərdir. Tipik olaraq kütləvi ulduzların supernova partlayışlarında əmələ gəlirlər.

Ulduzdakı daha yüngül elementlərin birləşməsi dayandırıldığından, partlayışdan sonra qalan material bir-birinə o qədər yaxındır ki, atomlarının çoxunun elektronları və protonları bir-birinə birləşərək neytron və mdash əmələ gətirir və beləliklə adını verir.

Neytron ulduzları qara dəliklər qədər yığcam deyildir, bu bölgələr elə sıxdır ki, işıq belə çıxmaz. Ancaq neytron ulduzları hələ də qəribə effektlər yaratmaq üçün kifayət qədər yığcamdır. Məsələn, bir astronavt neytron ulduzuna düşsəydi, həm özü, həm də kosmik gəmisi cazibə qüvvəsi ilə ulduzun bütün səthində bir neçə atomdan ibarət bərabər bir təbəqəyə bulaşmış olardı.

Həm də neytron ulduzları dəli kimi fırlanma meyli ilə diqqət çəkir. Yer üzündəki astronomlar bu döngəni radio siqnallarında bir danışma & quotblinking & quot-dən və ya hətta bəzən görünən işığın içində yanıb sönən bir strobelikdən əldə edirlər. Göz qırpma sürətinə əsasən müşahidəçilər bilirlər ki, pulsarlar və mdashcan kimi tanınan bu neytron ulduzları saniyədə 600 dəfə sürətlə fırlanır.

Fəqət burda mübahisələrin meydana gəldiyi və Owen & # 39 dissertasiyasının bu qədər marağı artırdığı yer. Newton fizikası qanunlarına əsaslanaraq yavaş-yavaş fırlanan normal bir ulduzun supernovaya girdikdən sonra neytron ulduzuna düşdükdən sonra mümkün olan ən sürətli fırlanma sürətinə sürətlənməməsi üçün ciddi bir səbəb yoxdur.

Eyni təsir, fırlanarkən daha sürətli dönmək üçün qollarını çəkən bir buz patenində də görülə bilər.

Lakin astronomlar tərəfindən müşahidə edilən gənc neytron ulduzlarının hamısı saniyədə 120 dövr və ya daha az bilinən ən sürətli pulsardan 5 dəfə daha yavaş & mdasha faktoru ilə fırlanır ki, bu da köhnədir və supernovadan sonra başqa mexanizmlər tərəfindən fırlandığı düşünülür.

Owen & # 39s nəzəriyyəsi, kosmik zaman içərisində bir növ süründürmə yaradan neytron ulduzlarında bir növ maye dövranının meydana gəlməsidir. Varlıqlarını fırlanmağa borclu olduqları üçün & quotr modları & quot adlandırılan bu hərəkətlər, yer üzündə dairəvi hərəkətlərdə cərəyanları hərəkətə gətirən okean dərələrinə bənzəyir.

Owen & # 39s dissertasiyasının göstərdiyi odur ki, sürətlə fırlanan neytron ulduzunun r-rejimləri qravitasiya dalğalarını güclü şəkildə yayır. Qravitasiya dalğalarının ulduzu tərk etməsi nəticəsində yaranan süründürmə effekti, cavan neytron ulduzlarında tapılan daxili sürtünmə səbəbiylə normal olaraq yox olacağı zaman r-rejimlərinin böyüməsinə səbəb olur. Bu müddətdə fırlanan neytron ulduzunu yavaşlamağa məcbur edir.

Beləliklə, yeni yaradılan neytron ulduzları həqiqətən çox sürətlə fırlanaraq həyatlarına başlaya bilər, lakin böyüyən r rejimləri ilə sürətlə ləngiyir. Köhnə neytron ulduzları daha güclü sürtünməyə malikdir və digər proseslər tərəfindən yenidən bükülə bilər.

& quot; Hal-hazırda bilinən standart metodlar bu cərəyanların çox böyüyə biləcəyini söyləyir & quot; Owen deyir.

R-rejimlərinin ölçüsü açardır. Onun işi göstərir ki, bir r rejimi materialı qütbdən qütbə faktiki olaraq süzəcək qədər böyük olsaydı, neytron ulduzu bir il ərzində özünün ilk fırlanma sürətinin onda birinə qədər yavaşlamalıdır. Bu, əslində mövcud pulsarlarda görülən fırlanma dərəcələrinə uyğundur.

Owen deyir ki, bunun təsiri özünü məğlub edir. R-rejimləri sürətlə fırlanan ulduzlar buraxdıqda daha güclü olan cazibə dalğaları ilə davam edir. Ancaq ulduzdan ayrılan cazibə dalğaları onun aşağı fırlanmasına səbəb olur və bu da dalğaları zəiflədir, bu da r-rejimlərini davam etdirmək üçün daha az gücün olduğu deməkdir. Beləliklə, neytron ulduzu nəticədə bir tarazlığa çatır.

& quotR-rejimlər çox böyüyərsə, cazibə dalğaları olaraq çox enerji yaymağa başlayacaqlar & quot; Owen deyir. & quot; Ancaq bunu əbədi olaraq edə bilməzlər, çünki yaydıqları fırlanma enerjisi, onları ilk növbədə yaşadan şeydir. & quot;

Beləliklə, bir il ərzində Owen göstərir ki, təqribən hər hansı bir pulsar Nyuton maksimumundan çox az bir fırlanma sürətinə qədər əyilməlidir.

Owen & # 39s işi bu məqamda tamamilə nəzəri xarakter daşıyır, lakin LIGO işləyəndə test edilə bilər. Caltech və MIT arasında Louisiana'nın cənubundakı və mərkəzi Washington'daki əkiz detektorlar ilə iş birliyi olan LIGO, cazibə dalğalarının aşkarlanması və ətraflı öyrənilməsi üçün açıq şəkildə hazırlanmışdır.

Kosmik qonşuluğumuzda bir supernova sönərsə, deyək ki, 60 milyon işıq ili içərisində LIGO Yerə atılan cazibə dalğalarını aşkar edə bilməlidir. Və dalğalar bir il ərzində proqnozlaşdırılan nisbətdə dəyişsə, Owen & # 39-un nəzəri işi müşahidənin nəticəsi olacaqdır.

& quot; Hər il bir neçə supernova LIGO-nun dalğaları aşkar edə biləcəyi qədər yaxın bir məsafədə sönməlidir & quot; & quot; Bir supernova meydana gəldiyində əvvəlcə dalğaların saniyədə 1000 dövrə qədər çox qəfildən başladığını və daha sonra bir il ərzində saniyədə təxminən 100 ilə 200 dövrədək çırpıldığını görməliyik. & quot;

Owen, Lindblom və Morsinkin işləri, kosmoloqların və dünya miqyasında ağırlıq dalğası təcrübəçilərinin indi mübarizə apardıqları yeni suallar yaradır. Gənc bir neytron ulduzundakı sürüşmə nə qədər böyüyür və böyüməsini nə məhdudlaşdırır? LIGO sınaqçıları, Owen & # 39s-in LIGO & # 39s-un çox sayda məlumatında dalğaları tapmaq üçün kompüter proqramlarını yenidən qura bilərmi? Owen & # 39’un yeni doğulmuş neytron ulduzları kimi başqa hansı ulduzlar vahşi şəkildə sürüşəcək və bu sürüşmə onlara nə edəcək və LIGO onların cazibə dalğalarını tapmaq üçün tənzimlənə bilərmi?

Owen & # 39s Caltech-də tezis rəhbəri məşhur Qara Deliklər və Zaman Çözgüləri: Einstein & # 39s Outrageous Legacy kitabının müəllifi olan məşhur nəzəri fizik Kip Thorne idi.


Ethan-a soruş: İplik Pulsarların Şeklinə necə təsir edir?

Neytron ulduzu Kainatdakı ən sıx maddə kolleksiyalarından biridir, ancaq yuxarı hissəsi var. [+] onların kütləsinə məhdudiyyət. Onu aşın və neytron ulduzu daha da çökərək qara dəlik əmələ gətirəcək.

Kainatda bildiyimiz hər şeyin bir şəkildə döndüyü yerdə dayanan çox az obyekt var. Bildiyimiz hər bir ay, planet və ulduz öz oxunda fırlanır, yəni fiziki gerçəkliyimizdə həqiqətən mükəmməl bir sahə kimi bir şey yoxdur. Hidrostatik tarazlıqdakı bir cisim döndüyündə, qütblərdə sıxarkən ekvatorda qabarıq olur. Öz Yerimiz, gündə bir dəfə fırlandığı üçün ekvatorial oxu boyunca qütb oxundan 26 mil (42 km) daha uzundur və daha sürətli fırlanan bir çox şey var. Ən sürətli fırlanan obyektlər haqqında nə demək olar? Patreon tərəfdarı Jason McCampbell bunu bilmək istəyir:

[S] ome pulsarlarının inanılmaz spin dərəcələri var. Bu, cismi nə qədər təhrif edir və bu şəkildə material tökür və ya cazibə qüvvəsi bütün materialı cismə bağlaya bilirmi?

Bir şeyin nə qədər tez fırlana biləcəyinin bir həddi var və pulsarlar istisna olmasa da, bəziləri həqiqətən müstəsnadır.

Vela pulsarı, bütün pulsarlar kimi, neytron ulduzu cəsədinin bir nümunəsidir. Qaz və maddə. [+] ətrafı olduqca yaygındır və bu neytron ulduzlarının pulsing davranışları üçün yanacaq təmin edə bilir.

Pulsarlar və ya fırlanan neytron ulduzları, Kainatdakı hər hansı bir obyektin ən inanılmaz xüsusiyyətlərinə sahibdir. Nüvənin Günəşin kütləsini aşan, lakin diametri cəmi bir neçə kilometr olan neytronların möhkəm topuna düşdüyü bir supernovadan sonra meydana gələn neytron ulduzları hamının bilinən ən sıx formasıdır. Onlara "neytron ulduzları" deyilməsinə baxmayaraq, yalnız 90% -i neytronlardır, buna görə də döndükləri zaman onları meydana gətirən yüklü hissəciklər sürətlə hərəkət edərək böyük bir maqnit sahəsi meydana gətirir. Ətrafdakı hissəciklər bu sahəyə daxil olduqda, sürətlənərək neytron ulduzunun qütblərindən çıxan bir radiasiya jeti meydana gətirirlər. Və bu qütblərdən biri bizə tərəf yönəldikdə pulsarın "nəbzini" görürük.

Neytronlardan hazırlanan bir pulsarın xarici bir proton və elektron meydana gətirən bir qabığı var. [+] Günəşin səthdə olduğundan trilyonlarla dəfə çox güclü maqnit sahəsi. Spin oxu və maqnit oxunun bir qədər səhv olduğunu unutmayın.

Wikimedia Commons / Roy Smits Mysid

Oradakı neytron ulduzların əksəriyyəti bizim üçün pulsar kimi görünmür, çünki əksəriyyəti təsadüfən mənzərə ilə uyğunlaşmır. Bütün neytron ulduzlarının pulsar olması vəziyyətində ola bilər, ancaq bunların yalnız kiçik bir hissəsinin nəbz vurduğunu görürük. Buna baxmayaraq, fırlanan neytron ulduzlarında müşahidə oluna bilən çox müxtəlif fırlanma dövrləri mövcuddur.

Bu yaxınlarda möhtəşəm bir şəkildə vəfat edən gənc, nəhəng bir ulduz olan Crab Bulutsusunun özəyinin bu görüntüsü. [+] supernova partlaması, zərbə verən, sürətlə fırlanan bir neytron ulduzunun olması səbəbindən bu xarakterik dalğaları göstərir: bir pulsar. Yalnız 1000 yaşında, saniyədə 30 dəfə fırlanan bu gənc pulsar adi pulsarlara xasdır.

Gənc pulsarların böyük əksəriyyətini özündə birləşdirən adi pulsarlar, tam bir fırlanma üçün saniyənin yüzdən birindən bir neçə saniyəyə qədər davam edir, daha yaşlı, daha sürətli, "milisaniyə" pulsarlar isə daha sürətli fırlanır. Ən sürətli bilinən pulsar saniyədə 766 dəfə fırlanır, indiyə qədər kəşf edilən ən yavaş olan isə 2000 illik supernova qalığı RCW 103-ün mərkəzində oxu ətrafında tam bir fırlanma etmək üçün inanılmaz 6.7 saat çəkir.

Supernova qalığı RCW 103-ün özəyində çox yavaş-yavaş fırlanan neytron ulduzu da a. [+] maqnit. 2016-cı ildə müxtəlif peyklərdən alınan yeni məlumatlar bunu indiyə qədər tapılan ən yavaş dönən neytron ulduzu kimi təsdiqlədi.

X-ray: NASA / CXC / Amsterdam Universiteti / N.Rea et al Optik: DSS

Bir neçə il əvvəl, yavaş-yavaş fırlanan bir ulduzun indi bəşəriyyətə məlum olan ən kürə obyekt olduğu barədə yalan bir hekayə var idi. Çox güman ki! Günəş mükəmməl bir kürəyə çox yaxın olsa da, ekvatorial müstəvisində qütb istiqamətindən yalnız 10 km daha uzundur (və ya mükəmməl kürədən yalnız 0.0007% aralı), yeni ölçülmüş ulduz olan KIC 11145123 ölçüsündən iki dəfədən çoxdur Günəşin, lakin ekvator və qütblər arasında yalnız 3 km fərq var.

Bildiyimiz ən yavaş dönən ulduz Kepler / KIC 1145123, qütb və ekvatorial olaraq fərqlənir. [+] diametrlər yalnız 0.0002%. Ancaq neytron ulduzları çox, daha yaltaq ola bilər.

Laurent Gizon et al / Mark A Garlick

Mükəmməl kürədən% 0.0002 uzaqlaşma olduqca yaxşı olsa da, 1E 1613 kimi tanınan ən yavaş fırlanan neytron ulduzu hamısını məğlub etdi. Təxminən 20 kilometr diametrdədirsə, ekvatorial və qütb radiusları arasındakı fərq təxminən bir protonun radiusudur:% 1-in düzəldilməsinin trilyondan bir hissəsindən azı. Yəni, əgər neytron ulduzunun formasını diktə edən şeyin fırlanma dinamikası olduğuna əmin ola bilərik.

Ancaq bu belə olmaya bilər və sikkənin digər tərəfinə baxdığımızda bu, olduqca sürətli bir şəkildə dönən neytron ulduzlarına baxanda bu çox vacibdir.

Neytron ulduzu çox kiçik və ümumi parlaqlığı azdır, lakin çox isti və uzun müddət çəkir. sərinləmək üçün [+]. Gözləriniz kifayət qədər yaxşı olsaydı, kainatın indiki dövrünün milyonlarla dəfə parladığını görərdiniz.

Neytron ulduzları inanılmaz dərəcədə güclü maqnit sahələrinə sahibdir, normal neytron ulduzları təxminən 100 milyard Gauss və ən güclü maqnitləri 100 trilyon ilə 1 kvadrilyon Gauss arasında gəlir. (Müqayisə üçün, Yerin maqnit sahəsi təxminən 0.6 Gauss təşkil edir.) Fırlanma neytron ulduzunu oblate sferoid kimi tanınan bir forma düzləşdirmək üçün işləyərkən, maqnit sahələri əks təsir göstərməli və neytron ulduzunu fırlanan ox boyunca uzadar. prolat sferoid olaraq bilinən futbola bənzər bir forma.

Ümumiyyətlə düzəldilmiş və ya uzanan formalı bir oblate (L) və prolate (R) sferoid. [+] kürələr üzərində oynanan qüvvələrdən asılı olaraq yarana bilər.

Ag2gaeh / Wikimedia Commons

Qravitasiya dalğa məhdudiyyətləri sayəsində neytron ulduzlarının fırlanma səbəbi olan şəkillərindən 10-100 santimetrdən az deformasiya olunduqlarına, yəni təxminən% 0.0001 arasında mükəmməl sferik olduqlarına əminik. Ancaq həqiqi deformasiyalar daha kiçik olmalıdır. Ən sürətli neytron ulduzu 766 Hz tezliklə və ya yalnız 0.0013 saniyəlik bir dövrlə fırlanır.

Ən sürətli neytron ulduzu üçün də düzəldilməsini hesablamağa çalışmanın bir çox yolu olsa da, heç bir razılaşdırılmış tənlik olmadan, ekvator səthinin işıq sürətinin təxminən 16% -i ilə hərəkət etdiyi bu inanılmaz dərəcə belə, bir düzəldilmə ilə nəticələnəcəkdir. yalnız 0.0000001%, bir və ya iki böyüklük əmri verin və ya götürün. Və bu, sürətdən qaçmaq üçün heç bir yerdə neytron ulduzunun səthində hər şey qalmaq üçün yoxdur.

Birləşmənin son anlarında iki neytron ulduzu sadəcə cazibə dalğaları yaymır, ancaq a. [+] elektromaqnit spektri boyunca əks-səda verən fəlakətli partlayış və dövri cədvəlin ən yüksək ucuna doğru bir sıra ağır elementlər.

Warwick Universiteti / Mark Garlick

İki neytron ulduzu birləşdirdikdə, bu, indiyədək qarşılaşdığımız dönən bir neytron ulduzunun (birləşmədən sonrakı) ən son nümunəsini təmin etmiş ola bilər. Standart nəzəriyyələrimizə görə, bu neytron ulduzları müəyyən bir kütlədən keçmiş bir qara dəliyə düşməli idi: Günəşin kütləsindən təxminən 2,5 dəfə çox. Ancaq bu neytron ulduzları sürətlə fırlanırsa, bu kritik qeyri-sabitliyə çatmaq üçün cazibə dalğaları vasitəsilə kifayət qədər enerji yayılıncaya qədər bir müddət neytron ulduz vəziyyətində qala bilərlər. Bu, icazə verilən bir neytron ulduzunun kütləsini, ən azı müvəqqəti olaraq, əlavə 10-20% -ə qədər artıra bilər.

Neytron ulduzu-neytron ulduzunun birləşməsini və ondan gələn cazibə dalğalarını müşahidə etdiyimiz zaman tam olaraq olduğumuza inanırıq.

Birləşmədən sonra neytron ulduzunun fırlanma sürəti nə qədər idi? Forması nə qədər pozulmuşdu? Birləşmədən sonrakı neytron ulduzları ümumiyyətlə hansı cazibə dalğaları yayır?

Cavaba gəlmə yolumuz müxtəlif kütlə aralığında daha çox hadisəni araşdırmağın birləşməsini əhatə edir: 2.5 və 3 günəş kütlələri arasındakı (günəşli bir neytron ulduzu almalı olduğunuz) birləşdirilmiş 2,5 günəş kütləsinin altında (məsələn Qara dəliyə çevrilən müvəqqəti bir neytron ulduzu) və 3 günəş kütləsinin üstündə (birbaşa qara dəliyə getdiyiniz yerdə) və işıq siqnallarını ölçdüyümüz hadisə. Ayrıca ilham mərhələsini daha sürətli tutaraq və birləşmədən əvvəl gözlənilən mənbəyə tərəf işarə edə bilməklə daha çox şey öyrənəcəyik. LIGO / Qız və digər cazibə dalğa detektorları həm onlayn olaraq həm də daha həssas olduqları üçün bu mövzuda daha da yaxşılaşacağıq.

Rəssamın iki birləşən neytron ulduzu təsviri. İkili neytron ulduz sistemləri ilham verir və birləşir. [+] eyni zamanda, ancaq tapdığımız ən yaxın orbit cütü, təxminən 100 milyon il keçməyincə birləşməyəcəkdir. LİQO bundan əvvəl çox güman ki, bir çoxunu tapacaq.

NSF / LIGO / Sonoma Dövlət Universiteti / A. Simonnet

O vaxta qədər bilin ki, neytron ulduzları, sürətlə fırlanmasından nə düşünə biləcəyinizə baxmayaraq, misilsiz sıxlıqlarına görə son dərəcə sərtdirlər. Çox güclü maqnit sahələri və nisbi spinləri ilə belə, çox güman ki, bütün Kainatda makroskopik olaraq tapdığımız hər şeydən daha mükəmməl bir kürədirlər. Fərdi hissəciklər daha mükəmməl kürə halına gəlməsə (və ola bilər), ən yavaş fırlanan, ən aşağı maqnitli sahə neytron ulduzları hamının ən sferik, təbii olaraq meydana gələn cisimlərini axtaracaq yerlərdir. Uzun ömürlü, dayanıqlı bir neytron ulduzuna çatdıqda, zamanla edəcəyi tək şey fırlanma sürətini yavaşca dəyişdirməkdir. Üzərindəki hər şey, deyə bildiyimiz qədər qalmaq üçün var.


Bütün neytron ulduzları fırlanır? - Astronomiya

Necə olur ki, bəzi neytron ulduzları pulsar olur, bəziləri isə yox?

Bu suala cavab vermək üçün neytron ulduzları ilə pulsarlar arasındakı əlaqəni anlamaq lazımdır. Neytron ulduzu çox güclü bir maqnit sahəsinə malikdir (Yerdəki təxminən 0.6 gauss ilə müqayisədə təxminən 10 12 gauss) və çox sürətli fırlanır (saniyədə 100 dəfə). Bundan əlavə, bir neytron ulduzu mühitində çox sayda yüklü hissəcik var ki, neytron ulduzu maqnit qütblərindən radiasiya axınları buraxır. Maqnetik qütb ilə coğrafi qütbün (spin oxu) Yer üzündə üst-üstə düşmədiyini bilə bilərsiniz. Eynilə, bir neçə neytron ulduzunda üst-üstə düşmürlər. Beləliklə, neytron ulduzu fırlandıqda, şüa şüaları spin oxunun ətrafında süpürülür. Təsadüfən şüa yolunda uzanırıqsa, onda bir pulsar görürük. Bir çox halda, Yer kürəsi şüa yolunda yatmır və buna görə bir pulsar görmürük.

29 Avqust 2015-ci ildə Michael Lam tərəfindən düzəldildi: Artıq bilirik ki, bütün neytron ulduzları, hətta görmə qabiliyyətimizdən bir şüa keçdiyindən görə bildiyimiz ulduzlar da pulsar deyillər. Bəziləri daha güclü maqnit sahələri olan maqnetar kimi tanınır. Radio şüası, pulsarın fırlanmasının yavaşlamasından çox, bu maqnit sahəsinin çürüməsindən qaynaqlanır. Bəzi supernovaların niyə impulslara, bəzilərinin isə maqnetarlara səbəb olduğu dəqiq bilinmir.

Müəllif haqqında

Jagadheep D. Pandian

Jagadheep, Arecibo radio teleskopu üçün 6 ilə 8 GHz arasında işləyən yeni bir qəbuledici hazırladı. Galaxy-də 6.7 GHz metanol maserləri üzərində işləyir. Bu maserlər kütləvi ulduzların doğulduğu yerlərdə olur. 2007-ci ilin yanvarında Cornell-dən doktorluq dissertasiyasını almış və Almaniyada Max Planck Radio Astronomiya İnstitutunda doktoranturada çalışmışdı. Bundan sonra Hawaii Universitetindəki Astronomiya İnstitutunda Submillimeter Postdoctoral Təqaüdçüsü olaraq çalışdı. Cagadheep hazırda Hindistanın Kosmik Sektor və Texnologiya İnstitutundadır.


Neytron Ulduzunun anadan olması

Dəmir nüvə külüdür. Verəcək enerjisi yoxdur və birləşdirilə bilməz. Birləşmə birdən dayanır və tarazlıq bitir. Füzyondan xarici təzyiq olmadan, nüvə üstündəki ulduzun böyük çəkisi ilə əzilir.

İndi baş verənlər zəhmli və qorxuncdur.

Elektron və proton kimi hissəciklər, həqiqətən bir-birlərinə yaxın olmaq istəmirlər. Fəqət yıxılan ulduzun təzyiqi o qədər böyükdür ki, elektronlar və protonlar neytronlara birləşir və atom nüvələrində olduğu kimi sıx şəkildə sıxılırlar.

Yerin böyüklüyündə bir dəmir top, bir şəhər ölçüsündə təmiz bir nüvə maddə topuna sıxılır.

Ancaq təkcə nüvəni deyil, bütün ulduzları özündə cəmləşdirir, cazibə qüvvəsi xarici qatları içəri çəkir 25% işıq sürətinin. Bu implosion dəmir nüvədən sıçrayaraq xaricə partlayan və bir ulduzun qalan hissəsini kosmosa yayan bir şok dalğası meydana gətirir.

Supernova partlaması dediyimiz budur və ən parlaq qalaktikaları işıqlandıracaq. Ulduzun qalıqları indi bir Neytron Ulduzudur.


Bütün neytron ulduzları fırlanır? - Astronomiya

Necə olur ki, bəzi neytron ulduzları pulsar olur, bəziləri isə yox?

Bu suala cavab vermək üçün neytron ulduzları ilə pulsarlar arasındakı əlaqəni anlamaq lazımdır. Neytron ulduzu çox güclü bir maqnit sahəsinə malikdir (Yerdəki təxminən 0.6 gauss ilə müqayisədə təxminən 10 12 gauss) və çox sürətli fırlanır (saniyədə 100 dəfə). Bundan əlavə, bir neytron ulduzu mühitində çox sayda yüklü hissəcik var ki, neytron ulduzu maqnit qütblərindən radiasiya axınları buraxır. Maqnetik qütb ilə coğrafi qütbün (spin oxu) Yer üzündə üst-üstə düşmədiyini bilə bilərsiniz. Eynilə, bir neçə neytron ulduzunda üst-üstə düşmürlər. Beləliklə, neytron ulduzu fırlandıqda, şüa şüaları spin oxunun ətrafında süpürülür. Təsadüfən şüa yolunda uzanırıqsa, onda bir pulsar görürük. Bir çox halda, Yer kürəsi şüa yolunda yatmır və buna görə bir pulsar görmürük.

29 Avqust 2015-ci ildə Michael Lam tərəfindən düzəldildi: Artıq bilirik ki, bütün neytron ulduzları, hətta görmə qabiliyyətimizdən bir şüa keçdiyindən görə bildiyimiz ulduzlar da pulsar deyillər. Bəziləri daha güclü maqnit sahələri olan maqnetar kimi tanınır. Radio şüası, pulsarın fırlanmasının yavaşlamasından çox, bu maqnit sahəsinin çürüməsindən qaynaqlanır. Bəzi supernovaların niyə impulslara, bəzilərinin isə maqnetarlara səbəb olduğu dəqiq bilinmir.

Müəllif haqqında

Jagadheep D. Pandian

Jagadheep, Arecibo radio teleskopu üçün 6 ilə 8 GHz arasında işləyən yeni bir qəbuledici hazırladı. Galaxy-də 6.7 GHz metanol maserləri üzərində işləyir. Bu maserlər kütləvi ulduzların doğulduğu yerlərdə olur. 2007-ci ilin yanvarında Cornell-dən doktorluq dissertasiyasını almış və Almaniyada Max Planck Radio Astronomiya İnstitutunda doktoranturada çalışmışdı. Bundan sonra Hawaii Universitetindəki Astronomiya İnstitutunda Submillimeter Postdoctoral Təqaüdçüsü olaraq çalışdı. Cagadheep hazırda Hindistanın Kosmik Sektor və Texnologiya İnstitutundadır.


Sıx, İplik, Ölü Ulduz Outback Radio Teleskopu tərəfindən kəşf edilmişdir

Astronomlar, xarici Avstraliyada aşağı tezlikli bir radio teleskopu istifadə edərək bir kosmosa radio dalğaları göndərən sıx və sürətlə fırlanan bir neytron ulduzu tapdılar.

Pulsar, Qərbi Avstraliyanın uzaq Orta Qərb bölgəsindəki Murchison Widefield Array (MWA) teleskopu ilə aşkar edilmişdir.

Alimlər MWA ilə ilk dəfə bir pulsar kəşf etdilər, lakin bunun çoxunun birincisi olacağına inanırlar.

Tapıntı çox milyard dollarlıq Kvadrat Kilometr Array (SKA) teleskopundan gələcək şeylərə işarədir. MWA, SKA üçün əvvəlcədən teleskopdur.

Beynəlxalq Radio Astronomiya Araşdırmalar Mərkəzinin (ICRAR) Curtin Universiteti qovşağında doktorant Nick Swainston, davam edən bir pulsar sorğusu çərçivəsində toplanan məlumatları işləyərkən kəşf etdi.

"Pulsarlar supernovalar nəticəsində yaranır - kütləvi bir ulduz partladıqda və öldükdə arxasında neytron ulduzu olaraq bilinən çökmüş bir nüvəni tərk edə bilər" dedi. "Bunlar Günəş kütləsindən təxminən yarım dəfə çoxdur, lakin hamısı cəmi 20 kilometr məsafədə sıxılmışdır və ultra güclü maqnit sahələrinə sahibdirlər."

Murchison Widefield Array radio teleskopunun bir pulsarı müşahidə etdiyi və sıx və sürətlə fırlanan bir neytron ulduzunu kosmosa göndərən 256 plitədən birinə bənzər bir sənətçi təəssüratı. Kredit: Dilpreet Kaur / ICRAR / Curtin Universiteti

Cənab Swainston, pulsarların sürətlə fırlandığını və maqnit qütblərindən elektromaqnit radiasiya yaydığını söylədi.

"Hər dəfə emissiya gözlərimizi əhatə edəndə bir nəbz görürük - buna görə də onları pulsarlar adlandırırıq" dedi. "Bunu nəhəng bir kosmik mayak kimi təsəvvür edə bilərsiniz."

ICRAR-Curtin astronomu Dr. Ramesh Bhat, yeni kəşf olunan pulsarın Yerdən 3000 işıq ilindən çox məsafədə yerləşdiyini və saniyədə bir dəfə fırlandığını söylədi.

"Bu, müntəzəm ulduzlara və planetlərə nisbətən inanılmaz dərəcədə sürətli" dedi. "Ancaq pulsarlar dünyasında bu olduqca normaldır."

Dr. Bhat, tapıntının pulsar araşdırması üçün toplanan böyük həcmli məlumatların yüzdə birindən istifadə edilərək edildiyini söylədi.

"Biz yalnız səthi cızdıq" dedi. "Bu layihəni tam miqyasda etdiyimiz zaman önümüzdəki illərdə yüzlərlə pulsar tapmalıyıq."

Pulsarlar astronomlar tərəfindən fizika qanunlarının həddindən artıq şərtlərdə sınanması daxil olmaqla bir neçə tətbiq üçün istifadə olunur.

"Neytron ulduzundan bir qaşıq material milyonlarla ton ağırlığında olardı" dedi Dr.

"Onların maqnit sahələri Kainatdakı ən güclülərdən bəziləridir - Yer üzündə olduğundan 1000 milyard qat daha güclüdür."

"Beləliklə, bunları Yerdəki heç bir laboratoriyada edə bilməyəcəyimiz fizika üçün istifadə edə bilərik."

Çini 107 və ya məlum olduğu kimi & # 8220The Outlier & # 8221, teleskopun nüvəsindən 1,5 km məsafədə yerləşən MWA'nın 256 plitələrindən biridir. Çini və qədim mənzərəni işıqlandırmaq Aydır. Kredit: Pete Wheeler, ICRAR

Pulsarları tapmaq və həddindən artıq fizika üçün istifadə etmək də SKA teleskopunun əsas elm sürücüsüdür.

MWA direktoru professor Steven Tingay, kəşfin Cənubi Yarımkürədə kəşfi gözləyən çox sayda pulsar populyasiyasına işarə etdiyini söylədi.

"Bu kəşf həqiqətən həyəcan verici, çünki məlumatların işlənməsi inanılmaz dərəcədə çətindir və nəticələr MWA və SKA-nın aşağı tezlikli hissəsi ilə daha çox pulsar kəşf etmə potensialımızı göstərir."

"Pulsarların araşdırılması çox milyard dollarlıq SKA-nın elm sahələrindən biridir, buna görə komandamızın bu işin başında olması çox yaxşıdır" dedi.

Referans: NA Swainston, NDR Bhat, M. Sokolowski, SJ McSweeney, S. Kudale, S. Dai, KR Smith, IS Morrison, RM tərəfindən Murchison Widefield Array ilə dik spektrli bir az parlaqlıqlı Pulsarın aşkarlanması & # 8221. Shannon, W. van Straten, M. Xue, SM Ord, SE Tremblay, BW Meyers, A. Williams, G. Sleap, M. Johnston-Hollitt, DL Kaplan, SJ Tingay və RB Wayth, 21 aprel 2021, Astrofizik Jurnal Məktubları.
DOI: 10.3847 / 2041-8213 / abec7b


Neytron ulduzları

Neytron ulduzları özlərindən əvvəlki supernova partlayışından çıxan enerjini qorumaq üçün fırlanır. Ümumiyyətlə çox sürətli fırlanırlar. Mənim mübahisəm [və səhv olduğumu ehtimalına icazə verirəm] partlayış assimetrikdir və fraqmentə çoxlu açısal impuls verir.

Əlavə: Dediklərimi düşünməmişdən əvvəl selfAdjoint dinlə. O, daha çox məlumatlıdır və qərarını təxirə salıram. Mən yalnız spinimi verməyə çalışıram.

Neytron ulduzları həqiqətən tez fırlanan kimi doğulur, amma düşünürəm ki, əsas səbəb bucaq impulsunun qorunmasıdır. Yəni, radius böyüklük əmrləri ilə azalır, buna görə kiçik başlanğıc fırlanma dərəcələri böyüyəcəkdir:

Bu hələ ən sürətli pulsarları almaq üçün kifayət deyil. Bunlar əslində artma torkları ilə yaradılmışdır. Bu o deməkdir ki, yaxınlıqdakı bir ulduz neytron ulduzuna maddə tökür və maddə səthlə toqquşduqda fırlanır. Beləliklə & quotmillisecond pulsarları & quot alırıq.

Asimmetrik supernova partlayışlarından bəhs etdiniz, bunlar əslində inandığımız şeydir & quotneutron ulduz vuruşları & quot; Qalaktikada qeyri-adi dərəcədə yüksək sürətlə hərəkət edən neytron ulduzlarını görürük ki, bu da onların bir şəkildə bir şəkildə "vurulduğunu" & quot; Təbii ki, bunun supernova ilə əlaqəli olduğunu düşünürük.

Nəhayət, orijinal suala görə, dönməyən bir neytron ulduzu demək olar ki, mükəmməl bir kürə olmalıdır. Əslində təbii olaraq yaradıla bilən mükəmməl bir sahəyə ən yaxşı yaxınlaşma ola bilər.

Və bu asteroidlər haqqında.

Asteroidlərin formaları kifayət qədər təsadüfi olur. Ümumiyyətlə cazibə qüvvəsi rol oynaya bilməyəcək qədər kiçikdirlər. Onların şəkilləri, məzmununun təsadüfi bir şəkildə meydana gəlməsi və səyahətlərində onları vuran şeylər ilə müəyyən edilir.

Hər ikisini də edə biləcəyi haqlısınız. Yığma axınından gələn tork orbitin istiqamətindən asılıdır. Başqa sözlə desək, cücərən maddə neytron ulduzuna yoldaşının ətrafında dövr etdiyi kimi eyni mənada zərbə vuracaqdır. Əgər bu fırlanmaya qarşı çıxsa, onda fırlanma anı ilə aşağıya fırlanacaqdır. Bir qayda olaraq, onların eyni istiqamətdə fırlanmasını və fırlanmasını gözləmək olardı (eyni səbəbdən planetlərin eyni istiqamətdə fırlanmağa və fırlanmağa meyllidir), lakin buna ehtiyac yoxdur. Bükülmüş olsa belə, tork davam edərkən nəhayət digər tərəfə bükülmüş olardı.

Bəhs etdiyiniz digər təsir (gelgit kilidi), bu vəziyyətdə, əsasən bir neytron ulduzu son dərəcə möhkəm bir heyvan olduğu üçün daha kiçik olardı. Yerin fırlanması, ayın şəklini bir az pozduğu və fırlandığı zaman fırlatdığı üçün yaranır. Neytron ulduzunun forması həm kiçik, həm də sıxılma müqavimətinə görə yoldaşı tərəfindən çətinliklə dəyişdirilə bilər. Bunun əvəzinə, materialın neytron ulduzunun səthinə birbaşa təsirindən bəhs edirəm.


Digər sənədlər və əlaqələr

  • APA
  • Müəllif
  • BIBTEX
  • Harvard
  • Standart
  • RIS
  • Vancouver

Tədqiqat nəticəsi: Jurnala töhfə ›Məqalə› peer-review

T1 - Doğuş zamanı neytron ulduzlarının fırlanma dövrləri və fırlanma profilləri

N2 - We present results from an extensive set of one- and two-dimensional radiation-hydrodynamic simulations of the supernova core-collapse, bounce, and postbounce phases and focus on the proto-neutron star (PNS) spin periods and rotational profiles as a function of initial iron core angular velocity, degree of differential rotation, and progenitor mass. For the models considered, we find a roughly linear mapping between initial iron core rotation rate and PNS spin. The results indicate that the magnitude of the precollapse iron core angular velocities is the single most important factor in determining the PNS spin. Differences in progenitor mass and degree of differential rotation lead only to small variations in the PNS rotational period and profile. Based on our calculated PNS spins at ∼200-300 ms after bounce and assuming angular momentum conservation, we estimate final neutron star rotation periods. We find periods of 1 ms and shorter for initial central iron core periods of ≲10 s. This is appreciably shorter than what previous studies have predicted and is in disagreement with current observational data from pulsar astronomy. After considering possible spin-down mechanisms that could lead to longer periods, we conclude that there is no mechanism that can robustly spin down a neutron star from ∼1 ms periods to the "injection" periods of tens to hundreds of milliseconds observed for young pulsars. Our results indicate that, given current knowledge of the limitations of neutron star spin-down mechanisms, precollapse iron cores must rotate with periods of around 50-100 s to form neutron stars with periods generically near those inferred for the radio pulsar population.

AB - We present results from an extensive set of one- and two-dimensional radiation-hydrodynamic simulations of the supernova core-collapse, bounce, and postbounce phases and focus on the proto-neutron star (PNS) spin periods and rotational profiles as a function of initial iron core angular velocity, degree of differential rotation, and progenitor mass. For the models considered, we find a roughly linear mapping between initial iron core rotation rate and PNS spin. The results indicate that the magnitude of the precollapse iron core angular velocities is the single most important factor in determining the PNS spin. Differences in progenitor mass and degree of differential rotation lead only to small variations in the PNS rotational period and profile. Based on our calculated PNS spins at ∼200-300 ms after bounce and assuming angular momentum conservation, we estimate final neutron star rotation periods. We find periods of 1 ms and shorter for initial central iron core periods of ≲10 s. This is appreciably shorter than what previous studies have predicted and is in disagreement with current observational data from pulsar astronomy. After considering possible spin-down mechanisms that could lead to longer periods, we conclude that there is no mechanism that can robustly spin down a neutron star from ∼1 ms periods to the "injection" periods of tens to hundreds of milliseconds observed for young pulsars. Our results indicate that, given current knowledge of the limitations of neutron star spin-down mechanisms, precollapse iron cores must rotate with periods of around 50-100 s to form neutron stars with periods generically near those inferred for the radio pulsar population.


Neutron Star Suffers a “Glitch”, Gives Astronomers a Glimpse Into How They Work

A neutron star is what remains after a massive star goes supernova. It’s a tightly-packed, ultra-dense body made of—you guessed it—neutrons. Actually, that’s not absolutely true.

Mathematical models show that neutron stars are made up of layers, and in those layers there are things other than just neutrons. But as you look deeper into a neutron star, you see more and more tightly-packed neutrons, and less of anything else. Once you get to the core, it’s mostly neutrons.

We’re not certain, exactly, what the interior of a neutron star looks like, but mathematical models suggest they’re like this. Image Credit: By Robert Schulze – Own work, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=11363893

But it’s the ‘looking deeper into a neutron star’ that’s the problematic part. Nobody’s ever seen the inside of one.

Astronomers are stuck observing the exterior of neutron stars from a distance to try to understand them. Physics and mathematical models help, but there’s no substitute for actual observation. Luckily, sometimes neutron stars suffer “glitches,” and those glitches are an opportunity to learn something about these ultra-dense bodies.

Neutron stars rotate. They can also emit electromagnetic radiation from their poles, and when that radiation is pointed at Earth intermittently during the star’s rotation, we can see the beams. These neutron stars are called pulsars.

For the most part that rotation is very regular, and very rapid. But sometimes they rotate faster, and that happens when portions of the interior of the star move towards the exterior. For a brief astronomical moment, this glitch can let astronomers gain some insight into these perplexing objects.

In 2016, astronomers using the Mt. Pleasant telescope observed the Vela Pulsar glitching. The Vela Pulsar is about 1000 light years away, in the constellation Vela. It’s the brightest pulsar in the sky in radio frequencies, and it’s also the most well-known of all the glitching pulsars. Only about 5% of pulsars glitch, and Vela glitches about every three years.

This Chandra image shows the Vela Pulsar as a bright white spot in the middle of the picture, surrounded by hot gas shown in yellow and orange. A jet of material is wiggling from the hot gas in the upper right. Image Credit: By NASA/CXC/PSU/G.Pavlov et al. – http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/heapow/archive/compact_objects/vela_pulsar_jet.html, Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=135898

This neutron star, which like all neutron stars is only several kilometers in diameter, normally rotates at about 11 times per second. But during the 2016 glitch, the star’s rotation sped up. This was the first time that it was observed glitching live.

In a paper published in the journal Nature Astronomy, a team of scientists re-analyzed the data from the 2016 glitch. The paper is called “Rotational evolution of the Vela pulsar during the 2016 glitch.” The first author is Dr. Greg Ashton of the Monash School of Physics and Astronomy.

The main finding of their re-analysis is that the glitch is more than just a simple increase of rotational velocity. The star rapidly spun up, before relaxing to glitch speed. According to the authors, the behavior of Vela during the glitch gave them a glimpse into the make-up of the interior of the neutron star.

They say that neutron stars have three distinct layers. In a press release, co-author Paul Lasky, also from the Monash School of Physics and Astronomy, said, “One of these components, a soup of super-fluid neutrons in the inner layer of the crust, moves outwards first and hits the rigid outer crust of the star causing it to spin up. But then, a second soup of super-fluid that moves in the core catches up to the first, causing the spin of the star to slow back down.”

They call this phenomenon an overshoot. According to the authors, other scientists have predicted this in studies, but it hasn’t been observed.

“This overshoot has been predicted a couple of times in the literature, but this is the first real time it’s been identified in observations,” Lasky said.

Study co-author Dr Vanessa Graber from McGill University was one of the scientists to predict this overshoot, and she talked about it in her 2018 paper “Rapid crust coupling and glitch rises in superfluid neutron stars.”

But during the live observation of Vela in 2016, the rotating neutron star displayed some other odd behavior: prior to the glitch it actually slowed down. This is something that’s never been observed before.

“Immediately before the glitch, we noticed that the star seems to slow down its rotation rate before spinning back up,” Dr Ashton said. “We actually have no idea why this is, and it’s the first time it’s ever been seen.”

Artist’s illustration of a rotating neutron star, the remnants of a super nova explosion. Credit: NASA, Caltech-JPL

“It could be related to the cause of the glitch, but we’re honestly not sure,” Ashton said.

This study is a new piece of the puzzle when it comes to neutron stars. They’re calling the slow down that precedes the spin-up an “anti-glitch.” The anti-glitch is followed by the “overshoot” which was predicted by co-author Graber and others. Then, there’s the relaxation down to the actual glitch speed. This three-step sequence hasn’t been observed in its entirety before. The authors think that this three-step model for glitches is an important discovery.

In the conclusion of their paper they say, “During the 2016 glitch, the Vela pulsar first spun down. A few seconds later it rapidly spun up, before finally spinning down with an exponential relaxation time of ? 60 s. This model is substantially favoured over a simple step glitch, or one with only a single spin-up event.”

It’s the observation of the anti-glitch that’s key. If astronomers are able to observe other pulsars behaving like this, then they can test predictions against them.

Artist’s illustration of a neutron star, a tiny remnant that remains after its predecessor star explodes. Here, the 12-mile (20-kilometer) sphere is compared with the size of Hannover, Germany. Kredit: NASA & # 8217s Goddard Space Uçuş Mərkəzi

But for now, there’s only one observed instance of the anti-glitch. Without more observation evidence, scientists are limited to models. As the authors say in the conclusion of their paper, “Analyses like that presented herein only assess the relative evidence of models.” Also, “Even the best fitting models tested here do not explain all the features in the data.”

The authors suspect that their analysis will re-ignite more observation and study of neutron stars and their glitches, and to inspire some new theories.