Astronomiya

Bir neytron ulduzu əslində necə görünür?

Bir neytron ulduzu əslində necə görünür?

Neytron ulduzlarının və bəzilərinin ətrafında fırlanan planetlərin sənətkarlarının hazırladıqları bir çox şəkli görəndə, görünən işıqda bir insana necə bir pulsarın görünəcəyini düşünürdüm (güclü radiasiya və s. Bizi bu müddətdə öldürmür) .

Anladığım kimi, pulsar şüası mütləq bir-birinə uyğun olmayan dönmə qütblərindən daha çox ulduzun maqnit qütblərindən proqnozlaşdırılır. Nəzərə alsaq ki, pulsarlar son dərəcə tez fırlanır və şüa böyük məsafələrdə görünə bilər - məsələn, pulsar dumanlığından parıldayırdı - düz xətt, əyri xətt və ya bəlkə də konus kimi görünərmi? Bu, şüanın görünən işıqda görünə biləcəyini düşünür.

Neytron ulduzlarının inanılmaz sıxlığı və onların kiçik fiziki ölçüləri nəzərə alınmaqla, gecə səması hipotetik bir planetdə gün batandan dərhal sonra, ulduzun yaxınlığında və ya arxasında olan digər planetləri müşahidə edə biləcəyi nöqtəyə qədər açıq şəkildə təhrif ediləcəkmi? bununla bloklanacaqsınız?

Kiçik səth sahələrini nəzərə alsaq, neytron ulduzu yenə də oxşar məsafədə Günəş deyildiyi kimi işıqlı görünərmi? Görünən böyüklüyünə görə Günəşin Yerdən gələcəyi ilə uyğunlaşması üçün neytron ulduzuna nə qədər yaxınlaşmalısan?


Sualınız çox ümumi, konkret nümunələrə müraciət etməlisiniz.

Birincisi, çox az neytron ulduzu pulsardır. Pulsarlar ya neytron ulduzunun həyatının başlanğıcında bir pulsarın aşağıya doğru dönməsi zamanı qısa bir mərhələdir, ya da spin- in məhsuludur.yuxarı ikili sistemdəki neytron ulduzunun. Əksər neytron ulduzları bu kateqoriyaların heç birinə aid deyil.

Standart bir neytron ulduzu oxşar temperaturda digər ulduzlara bənzəyir. Onların əksəriyyəti həqiqətən çox isti olacaq - 100.000 K və ya daha çox, baxmayaraq ki, neytron ulduzlarının soyutma tarixi hələ qeyri-müəyyəndir və bəzi ekzotik fizikalardan asılıdır. Belə bir obyekt "ağ isti" dir - gözə görünən bütün tezliklərdə qara bədən radiasiyası yayır (həmçinin ultrabənövşəyi dalğa boylarında daha çox).

Günəşə uyğun aydınlıq / böyüklük üçün aydın olmaq üçün nə qədər yaxınlaşmalısınız? Yaxşı, bu neytron ulduzunun ölçüsündən və istiliyindən asılıdır. Çoxunun 20 km diametri olduğu düşünülür. Hesablamanı necə aparacağınız, müəyyən bir məsafədə vahid sahə üzrə qara cisim şüalanma axını kvadrat metri 1300 W olan günəş radiasiya sabitinə bərabərləşdirməkdir. Bununla birlikdə, bir neytron ulduzu üçün iki qırış var: Birincisi, radiasiya cazibə qüvvəsi ilə dəyişdirilir, buna görə ölçdüyümüz temperatur səthdəki temperaturdan aşağıdır. İkincisi, Ümumi Nisbilik bizə neytron ulduzunun yalnız bir yarımkürəsini görə biləcəyimizi, yəni arxa tərəfi görə biləcəyimizi söyləyir və bu müşahidə etdiyimiz axını artırır. Bunlar təxminən iki effektin amilidir, buna görə yalnız bir böyüklük qiymətləndirməsinin əmrini almaq üçün GR-a laqeyd olun və $ T = 10 ^ {5} $ K ilə 10 km radius NS götürün.

Bir qaranlıq üçün Stefan qanunu istifadə edərək $ d $ məsafədə $$ frac {4 pi r ^ 2} {4 pi d ^ 2} sigma T ^ 4 = 1300 W m ^ {-2}, $$ burada $ sigma $ Stefan-Boltzmann sabitidir.

$ R = 10 $ km üçün $ d = 7 times 10 ^ {8} $ m, təsadüfən günəş radiusu ilə bağlıdır. Əlbəttə ki, bu məsafə temperaturun kvadratına bağlıdır, belə ki, $ T = 10 ^ 6 $ K, daha sonra $ d sim 1 $ au olan daha kiçik bir NS.

Bunlar, bütün dalğa uzunluqlarındakı ümumi axının Günəşdəki ilə eyni olacağı məsafələrdir. Yalnız görünən aralığa görə hesablama aparmaq üçün görmə böyüklüyünü bolometrik böyüklüyə çevirən bolometrik düzəlişləri nəzərə almalıyıq. Günəş üçün bolometrik düzəliş $ sim 0 $, halbuki çox isti bir ulduz üçün bolometrik düzəliş -5 mag ola bilər. Bu, isti günəş işığı ilə müqayisədə görünən zolaqda isti neytron ulduzundan yalnız 1% çox axın meydana gəldiyi deməkdir. Bu o deməkdir ki, yuxarıda hesablanan məsafələr, tələb olunursa əyani neytron ulduzunun parlaqlığı Günəşə bənzəyir, 10 dəfə azaldılmalıdır.

Pulsarlara müraciət etmək. Diqqət yetirin ki, impulslu radiasiya edir optik bir komponentə sahibdir və bir sıra pulsarlardan impulslu optik şüalanma görülmüşdür. Optik sinxrotron emissiyası yalnız şüa mənzərə boyunca sürüşdüyü üçün pulsarın dövri, intensiv bir parlaqlığı kimi görünə bilər. Görmə xəttində olmasaydınız, impulslu optik emissiyanı görməzdiniz. Pulsarın ətrafındakı dumanı və ya başqa bir mühitdən keçən şüanı müşahidə edə bilsəniz, bəli, şüa yolu boyunca gələn ionlaşma və dağınıq işıq baxımından görə biləcəyiniz bəzi təsirlər ola bilər.

Nəhayət, cazibə obyektivi təsiri. Bəli, bu bir neytron ulduzuna yaxın olmalıdır. Burulma bucağı (radianla) $$ alpha = frac {4GM} {c ^ 2 b} ilə verilir, $$ burada $ b $ işığın neytron ulduzuna nə qədər yaxın olduğunu və $ M $ neytrondur ulduz kütləsi. $ B $ -ı neytron ulduzunun 10 km radiusu ilə ifadə edən: $$ alpha simeq 0.83 left ( frac {M} {1.4M _ { odot}} right) left ( frac {b} { 10 km} right) ^ {- 1}, $$, burada bu düsturun ciddi şəkildə danışılması yalnız $ alpha ll 1 $ üçün etibarlıdır.

Buna görə birbaşa neytron ulduzunun arxasında 1 au məsafədə bir planet düşünün. Buradan gələn işığın diametral olaraq əks bir planetdən bir məsafədə görünməsi üçün $ sim 2 dəfə 10 km / 1 au sim 10 ^ {- 7} $ radians bucağı ilə əyilmək lazımdır. 1 au. Yəni bu asanlıqla mümkündür. Bununla birlikdə, xüsusən neytron ulduzu fırlandığı təqdirdə, şəkil çox pozulmuş ola bilər. Bu simulyasiya edilmiş qara dəlik şəklinə bənzəməz, əksinə qara diskdən çox ortada parlaq bir neytron ulduzu görünürdü.


Bir növ cavab verə bilərəm, amma düzəlişləri alqışlayır.

Bir pulsarın görünən işıqda insana necə görünəcəyini düşünürdüm

Əhəmiyyətli bir dumanlıq olmadığı təqdirdə görünən işıq spektrində çox görünməzdi, onda pulsarın dumanlığa təsirini görə bilərik, ancaq pulsarın özünü yox. X-şüaları və radio dalğaları görünmür və pulsar bizə yönəlməsəydi, boş yerdən keçdiyini görməzdik.

Neytron Ulduzları ümumiyyətlə görmək üçün çox isti. Biri səthdə, bəlkə də 10 və ya 20 min dərəcə qədər soyumalı olsaydı, o zaman gözlə görünən şəkildə mavi parlaya bilər və göydəki ən parlaq ulduz kimi görünə bilər, ancaq göydəki bir nöqtə, ancaq göydəki ən böyük nöqtə 1 AU-da.

Ancaq əksəriyyəti görünən işığın parıltısı üçün çox isti.

Neutron Ulduzundan 1 AU-dan görə biləcəyiniz şey toplama diski ola bilər. Neytron Ulduzuna düşən maddə çox qızar və təsir təsir parçalanma enerjisindən çox olarsa, maddə Neutron ulduzuna və spirallara yaxınlaşdıqca yəqin ki, rentgen və qamma şüalarından danışırsınız, amma bir az məsafədə, bəlkə də tədricən çürüyən bir orbitdə görünən dərəcədə parlayan bir yığma diskini görə bilərsiniz. Əslində, görə biləcəyiniz şey, ulduzun özündən asılı olaraq, Neutron ulduzunun ətrafında olanlardan asılı olacaqdır.

Anladığım kimi, pulsar şüası mütləq bir-birinə uyğun olmayan dönmə qütblərindən daha çox ulduzun maqnit qütblərindən proqnozlaşdırılır. Nəzərə alsaq ki, pulsarlar son dərəcə tez fırlanır və şüa böyük məsafələrdə görünə bilər - məsələn, pulsar dumanlığından parıldasa - düz xətt, əyri xətt və ya bəlkə də konus kimi görünərdi

Buradakı problem budur ki, şüanı görə bilmirsən. İşığı sizə tərəf yönəldildiyi kimi görürsünüz, kosmosda bir işıq şüası görə bilməzsiniz (görünən işıq olsa da).

Havadakı toz və su molekullarının əks olunduğu üçün atmosferdə sizə yönəlməmiş bir şüa görə bilərsiniz.

(kiçik şəkilə bax)

Kosmosda maddə daha çox yayılmışdır. Düzdür, pulsar dumanlığın bir hissəsini işıqlandıra bilər, baxmayaraq ki dumanlıq da öz-özünə parlaya bilər (buna 100% əmin deyiləm), lakin dumanlıq çox böyükdür və çox yayılmışdır. Çılpaq gözdən görmək üçün, bəlkə də böyük bir parıltıdan başqa bir şey görməyinizi düşünmürəm.

Bir pulsar şüasını görə bilsəydiniz, işığın 1 AU keçməsi üçün işıq 8 dəqiqə çəkər və bir pulsar 8 dəqiqə ərzində yüz dəfə, bəlkə də min dəfə dönə bilər, beləliklə şüanı həqiqətən görə bilsəydiniz spiral kimi olduqca əyri. İşığın özü düz bir xətt üzrə hərəkət edərdi, amma işığın mənbəyi sürətlə fırlandığından, işığın əks olunması üçün kifayət qədər material olsaydı (ehtimal ki, olmazdı), belə görünür (aşağıdakı şəkil). 1 AU daxilində deyil).

Əslində bu heç bir şeyə bənzəməzdi, amma şüanı görə bilsəydiniz, belə görünürdü. Spiralın tək bir nöqtədən göründüyü bir pulsar, off, on, off, on, off, on və s.

Həm də işıq heç vaxt spiral içərisində getmir, Pulsardan uzaq bir xətt boyunca hərəkət edir, ancaq düz bir xətt içərisinə düşən buradakı su spiralına bənzəyir, ancaq spiral içərisinə düşər (əgər bunun mənası varsa) ).

Neytron ulduzlarının inanılmaz sıxlığı və onların kiçik fiziki ölçüləri nəzərə alınmaqla, gecə səması hipotetik bir planetdə gün batandan dərhal sonra, ulduzun yaxınlığında və ya arxasında olan digər planetləri müşahidə edə biləcəyi nöqtəyə qədər açıq şəkildə təhrif ediləcəkmi? bununla bloklanacaqsınız?

Başlayanlar üçün, orada bir günəş olmasa, bəlkə də planetlər görünməzdi. Nötron Ulduz isti bir yığılma diski səbəbindən parlaq bir şəkildə parlasaydı, arxasında bir şey görə bilməzdiniz, parlaqlığı onun ətrafındakı bükülmüş işığı müqayisə edərkən solğun göstərərdi.

İndi neytron ulduzu gözlərimizə qaranlıq olsaydı, ətrafdakı cazibə qüvvəsini görə bilərik, amma ulduzlar, planetlərin planetlərin qaranlıq olmasına səbəb olmaz. (Ay da çox qaranlıq olardı, parladığından daha çox blokladığı ilə görünür). Bununla birlikdə linzalar olduqca kiçik olardı. Görünən obyektivlər, Neytron ulduzunun diametrindən yalnız bir neçə dəfə çox olardı, bəlkə də 100 mil məsafədə, 93 milyon mil məsafədə həqiqətən kiçikdir. Düz bir şəkildə düzüldükdə burada və ya orada bir ulduzun qəribə çarpışmasını görə bilərsiniz, lakin maraqlı görünən lensləri görmək üçün olduqca güclü bir teleskopa ehtiyacınız var.

Kiçik səth sahələrini nəzərə alsaq, neytron ulduzu yenə də oxşar məsafədə Günəş deyildiyi kimi parlaq görünə bilərmi? Görünən böyüklüyünə görə Günəşin Yerdən gələcəyi ilə uyğunlaşması üçün neytron ulduzuna nə qədər yaxınlaşmalısan?

Yuxarıda buna toxundu. Neytron Ulduzu pulsar şüasında çox enerji verə bilər, lakin əksər hallarda rentgen şüalarıdır, görünən işıq deyil. Nə qədər parlaq olacağı zaman içərisinə nə qədər maddi maddi maddə düşməsindən asılı olacaq, buna görə bərabər parlaqlığa sahib olmaq üçün Yer kürəsinin nə qədər yaxın olacağına dair düzgün cavab yoxdur. Bu da fərqli bir parlaqlıq növüdür, əksəriyyəti görünən işıq deyil. Ancaq bu suala cavab vermək üçün bir yol yoxdur, çünki çox şeydən asılıdır.

Neytron ulduzu yeni yarananda (bu, ümumiyyətlə bir supernovadan sonra olur, buna görə böyük bir enerji sərbəst olur), ancaq ulduz yalnız meydana gəldikdə, bəlkə də 12-15 mil diametrdə olur, ancaq səth temperaturu bəlkə də bir milyard dərəcə ola bilər (təxmin edir), çox tez soyuysa da. Çox gənc bir Neytron Ulduzu günəşimizə daha çox enerji verə bilər, baxmayaraq ki bunun böyük bir hissəsi Yerdən keçəcək Neutrinosda olacaq. Ancaq bu enerji çıxışı səviyyəsi uzun sürməzdi. Bir neçə il ərzində təxminən milyon dərəcəyə qədər soyuyacaqdı. Mənbə.


Pulsarın səthinin digər neytron ulduzlarına bənzədiyini düşünsək, şüa sizə tərəf yönəlməsə, digər neytron ulduzlarına bənzəyir. RX J1856.5-3754 (https://en.wikipedia.org/wiki/RX_J1856.5-3754) optik dalğa boylarında görə bildiyimiz çox az neytron ulduzlarından biridir. ≈61 parsekdə 25.6 vizual böyüklüyə malikdir (Günəşin bu məsafədə görünən vizual böyüklüyü təxminən 8.75 olardı). Krankları döndərəndə mütləq görmə böyüklüyü 21.67 MV və visual.00000018 görmə parlaqlığı alıram. Kvadrat kök götürərək, Günəşin Yerdən olduğu qədər parlaq olması üçün Günəşin vizual olaraq təqribən .00043 AU məsafədə olması və ya Günəşin ondan birinin diametri olmalıdır. Yalnız 14 km və ya daha çox diametrdə, çox kiçik olardı, Günəşin görünən diametri təqribən 4.7 - bir nöqtədən çox deyildi. Ancaq yuxarıda qeyd edildiyi kimi, neytron ulduzunun həqiqi, bolometrik, parlaqlığı çox daha yüksək olardı. O məsafədən baxan (qorunmayan) bir insan qısa müddətdə kor olacaq və qızardılacaq. Bu məsafədəki cazibə qüvvəsindən daha aşağıda ola bilərik ki, ulduzu qaraldan nisbi effektlər daha az olacaq və ulduz daha parlaq görünəcəkdir. Bəzi gelgit təsirlərini də qeyd etmək olar. Bu vəziyyət, "Neytron Ulduz!" Hekayəsi üçün istifadə olunan "General Products Hull" Larry Niven-i tələb edir.


Pulsarın yüksək temperaturlu bir qara bədənə bənzəyəcəyi ifadəsi dəlillərlə təsdiqlənmir. Crab Pulsarın optik ölçmələri düz bir spektri göstərir. Bu, optik emissiyanın isti səthdən daha çox sinxrotron şüalanmasından qaynaqlanan nəticəsidir.

Son Gaia DR2 nəticələrinə DR23403818172572314624 kimi Crab Pulsar daxildir, bunun BP-RP rəngi 1,0494, DR2 HR diaqramından 5,100 K civarında bir temperatura bərabərdir. Bu, DR2 məlumatlarında göstərilən temperaturla çox oxşardır. Kalibrləmə sinxrotron Radiasiya səbəbiylə yayılan 'atmosfer' deyil, 'Qara Bədən' atmosferi olan bir ulduz üçün olduğundan ehtiyatla istifadə etmək lazımdır. Tam DR2 məlumatları üçün buna baxın.

Radiasiya edən 'atmosferin' nə qədər böyük olduğunu bilmirik, amma yuxarıdakı linkdəki DR2 məlumatlarından kobud bir fikir hesablamaq olar. Lakin paralaks (məsafə) qeyri-müəyyənliyi olduqca böyük olduğundan daha yaxşı bir məsafə ölçməsinə ehtiyac duyulur.


Bir neytron ulduzu əslində necə görünür? - Astronomiya

Q & ampA: Supernova Qalıqları və Neytron Ulduzları

S:
Bu parıltı digər özünü işıqlandıran və əks etdirən cisimlərlə müqayisədə nə qədər parlaq olardı (yəni bir AU-da hansı böyüklükdə görünürdü)?

Bu parıltı spektrin müxtəlif hissələrində (yəni görünən işıq, İQ və s.) Nə qədər güclü olardı?

A:
Neytron ulduzu çox isti doğulur (ulduz hələ & quot; normal olduqda və nüvə reaksiyalarına girəndən sonra qalan istilik) və zamanla tədricən soyuyur. 1 min ilə 1 milyon illik neytron ulduzu üçün səth temperaturu təxminən 1 milyon Kelvindir (Günəş isə 5800 K).

Günəşlə müqayisə etməyə davam edəcəyəm (bir səbəb onun 1 AU məsafədə olmasıdır). Daxili parlaqlığını təyin etmək üçün neytron ulduzunun ölçüsünü bilməliyik, təxminən 10 km. Günəş daha böyükdür (günəş radiusu 7x10 5 km). Daxili parlaqlıq və ya parlaqlıq, ölçünün kvadratı ilə nisbətlidir və temperaturun dördüncü gücü, neytron ulduzunun Günəşə nisbətən parlaqlığı (10 / 7x10 5) 2 x (10 6/5800) 4, yəni təxminən 1. Bu səbəbdən, 1 milyon Kelvin neytron ulduzu, Günəşin daxili parlaqlığına bərabərdir.

Lakin daha isti olduğu üçün rentgen dalğa uzunluğunda ən parlaq olur [Günəş görmə dalğa uzunluğunda ən parlaqdır, bu daha isti üfürücü mavi (və ya daha qısa dalğa boyu), daha soyuducu isə qırmızıdır.] X-ray gözləriniz var idi, 1 AU məsafədə bir neytron ulduzu Günəş qədər parlaq görünür (əyani olaraq). Digər tərəfdən, bir neytron ulduzu görmə dalğa uzunluğunda bir az xırdadır, 1 AU məsafədə vizual olaraq -10-cu böyüklükdə olduğu, yəni Aydan bir az daha qaranlıq olduğu ortaya çıxır.


2 Cavablar 2

Neytron ulduzların digər ulduz qalıqları ilə müqayisədə çox sürətlə soyuduğuna inanırıq ki, nisbətən qısa müddətə yalnız & quot; Bu səbəbdən, yeni faza / vəziyyətə, maqnit / superfluiteye / mümkün isidici fenomenlərinə və mümkün yandırıcı materiallarına baxmayaraq, neytron ulduzların çoxu cəmi bir neçə milyon ildə qısa müddətdə soyuq, ölü, kiçik, gözəgörünməz çaxnaşmaya çevrilir. Aralarında, ehtimal ki, adi qara cisim mənbələri olacaq və soyuduqca istiliyinə görə görünən spektrdə şüalanacaqlar, amma onları nöqtələrdən daha çox və ya ümumiyyətlə görmək üçün olduqca yaxın olmalısınız.

Əmin ola bilmərik, çünki onlar qısa müddət ərzində, bəlkə də bir neçə yüz minlərlə və ya milyonlarla il ərzində işıq, rentgen şüaları və ya digər elektromaqnit şüaları ilə müşahidə edilə bilmirlər.

Akkretasiya effektləri və obyektiv effektləri ola bilər, lakin hər iki halda da neytron ulduzunun kiçik ölçüsü ilə miqyası və görmə qabiliyyəti çox məhduddur - görünür hər ölçüdə ola bilən qara dəliklərdən fərqli olaraq, neytron ulduzları yalnız kiçik, kiçik cisimlər ola bilər (ümumiyyətlə 10 mil boyunca, günəşimizin kütləsindən 1,4 qat, maksimum kütlənin bir az daha böyük olduğuna inanılır, 2,3 ilə 3,0 günəş kütləsi arasında). Uyğunlaşma, toqquşma və ya başqa yollarla daha çox kütlə qazansalar, qara bir çuxura düşərdilər.


Neytron ulduzları nə qədər kütləvi ola bilər?

Neytron ulduzunun birləşməsi zamanı cazibə dalğalarının yayılması. Kredit: Goethe-Universität Frankfurt am Main

Goethe Universiteti Frankfurtdakı astrofiziklər, maksimum neytron ulduz kütləsi üçün yeni bir sərhəd təyin etdilər: 2.16 günəş kütləsini aşa bilməzlər.

1960-cı illərdəki kəşflərindən bəri elm adamları vacib bir suala cavab axtarırlar: Neytron ulduzları həqiqətən nə qədər kütləvi ola bilər? Qara dəliklərdən fərqli olaraq, bu ulduzlar müəyyən bir həddi keçərək özbaşına kütlə qazana bilməzlər, təbiətdə onların böyük cazibə qüvvəsinə qarşı çıxa biləcək bir fiziki qüvvə yoxdur. Goethe Universiteti Frankfurtdakı astrofiziklər ilk dəfə maksimum neytron ulduz kütləsi üçün ciddi bir yuxarı hədd hesablamağa müvəffəq oldular.

Təxminən 12 kilometr radiusu və günəşinkindən iki qat daha böyük bir kütləsi olan neytron ulduzları kainatdakı ən sıx obyektlər arasındadır və qara dəliklərlə müqayisə edilə bilən cazibə sahələri meydana gətirir. Əksər neytron ulduzlarının kütləsi günəşdən 1,4 dəfə çox olsa da, 2.01 günəş kütləsi olan pulsar PSR J0348 + 0432 kimi kütləvi nümunələr də məlumdur.

Bu ulduzların sıxlığı olduqca böyükdür, sanki bütün Himalayalar bir pivə kupasına sıxılmışdı. Bununla birlikdə, yalnız bir neytron əlavə olunsa da, maksimum kütləsi olan bir neytron ulduzunun qara dəliyə çökəcəyinə dair göstərişlər var.

Tələbələri Elias Most və Lukas Weih, fizikçi, Frankfurt Qabaqcıl Tədqiqatlar İnstitutunun (FIAS) baş elmi işçisi və Goethe Universiteti Frankfurt'un Nəzəri Astrofizika professoru professor Luciano Rezzolla ilə birlikdə 40 ildir cavabsız qalan problemi həll etdi. : Yüzdə bir dəqiqliklə, dönməyən neytron ulduzlarının maksimum kütləsi 2.16 günəş kütləsindən çox ola bilməz.

Bu nəticənin əsası, bir neçə il əvvəl Frankfurtda inkişaf etdirilən "universal münasibətlər" yanaşması idi [www.goethe-university-frankfurt.de/60913695/15]. "Universal əlaqələrin" mövcudluğu demək olar ki, bütün neytron ulduzlarının "bir-birinə bənzəməsini", yəni xüsusiyyətlərinin ölçüsüz kəmiyyətlərlə ifadə edilə biləcəyini nəzərdə tutur. Tədqiqatçılar bu "universal münasibətləri" cazibə-dalğa siqnalları və LIGO təcrübəsi çərçivəsində iki birləşən neytron ulduzunun keçən ilki müşahidəsi zamanı alınan elektromaqnit şüalanma (kilonova) ilə əlaqəli məlumatlarla birləşdirdilər. Bu, hesablamaları dövlət tənliyindən asılı olmadığı üçün olduqca asanlaşdırır. Bu tənlik, ulduzun içindəki sıx maddəni təsvir etmək üçün nəzəri bir modeldir və ulduzdakı müxtəlif dərinliklərdə tərkibi haqqında məlumat verir. Buna görə də belə bir universal münasibət yeni maksimum kütlənin müəyyən edilməsində mühüm rol oynadı.

Nəticə nəzəri və eksperimental tədqiqatlar arasındakı qarşılıqlı əlaqənin yaxşı bir nümunəsidir. "Nəzəri tədqiqatların gözəlliyi proqnoz verə bilməsidir. Bununla birlikdə nəzəriyyə bəzi qeyri-müəyyənliklərini daraltmaq üçün təcrübələrə ehtiyac duyur" deyir professor Rezzolla. "Buna görə də milyonlarla işıq ili uzaqlıqda baş verən tək bir ikili neytron ulduz birləşməsinin müşahidə edilməsinin nəzəri işimiz nəticəsində tapılan ümumdünya münasibətləri ilə müşahidəsinin keçmişdə bu qədər fərziyyə görmüş bir tapmacanı həll etməyimizə imkan verməsi olduqca diqqətəlayiqdir."

Tədqiqat nəticələri Məktub olaraq nəşr olundu Astrofizika jurnalı. Yalnız bir neçə gün sonra ABŞ və Yaponiyadan olan tədqiqat qrupları bu günə qədər fərqli və müstəqil yanaşmalara rəğmən, tapıntıları təsdiqlədilər.

Qravitasiya-dalğa astronomiyasının yaxın gələcəkdə həm cazibə dalğa siqnalları baxımından, həm də daha ənənəvi tezlik diapazonlarında bu cür hadisələri daha çox müşahidə etməsi gözlənilir. Bu, maksimum kütlə ilə bağlı qeyri-müəyyənliyi daha da azaldacaq və həddindən artıq şərtlərdə maddənin daha yaxşı başa düşülməsinə gətirib çıxaracaqdır. Bu, müasir hissəcik sürətləndiricilərində, məsələn İsveçrədəki CERN və ya Almaniyadakı FAIR təsislərində simulyasiya ediləcəkdir.


Anladığım kimi, neytron ulduzunun səthində əksər işıq rentgen şüalarında yayılır. Görünən diapazonda qırmızı mavi və digər rənglərlə eyni dərəcədə yayılır, buna görə insan gözünə ağ görünür.

Kainatdakı hər şey fırlanır. İplik planetləri və onların iplik ayları fırlanan qalaktikaların ətrafında fırlanan ulduzların ətrafında dövr edir. Bütün ulduzlar kimi, günəşimiz də öz oxunda fırlanır. Deyə bilməzsən, çünki günəşə kifayət qədər uzun müddət baxma göz bəbəklərinizə həmişəlik zərər verəcəkdir.


Neytron ulduzu əslində necə görünür?

Başlıq: (1) Bir nisbi ulduzun relyativist görünüşü və # 8221, H.P. Nollert, H. Ruder, H. Herold və U. Krauss, Astronomiya və Astrofizika və (2) Neytron Ulduzları yaxınlığında İşıq Sapması, U. Krauss, Relativistik Astrofizikada

Vəziyyət: Girişə baxın, buraya və buraya baxın

Bu gün başlıqdakı suala cavab verməyə çalışan iki sənədə baxacağıq - neytron ulduzu necə yaxından görünür?? Bu müddətdə (1) neytron ulduzunun uzaq hissəsini tək bir nöqtədən görə biləcəyimizi və (2) bu xüsusiyyətin astrofiziki müşahidələrin başa düşülməsi ilə əlaqəli olduğunu göstərən sərin bir nisbi xüsusiyyəti təsvir edirlər.

Qravitasiya sahəsi olmadıqda, foton yörüngələri düzdür - düz xətlərlə hərəkət edirlər! Bununla birlikdə, güclü bir cazibə sahəsinin olması halında artıq belə deyil. Kütləvi bir cismin cazibə qüvvələri ətrafdakı məkanın toxumasının əyilməsinə səbəb olacaqdır. Cisim nə qədər sıx olsa, daha çox boşluq əyri olacaq. Fotonlar kosmik zaman konturlarını izləyəcək və buna görə əyri orbitlər boyunca hərəkət edəcəklər.

Bu, xüsusilə sıx olmayan ulduzlar üçün də doğrudur (məsələn, Günəşimiz) - bu bölgədəki uzay vaxtının əyriliyi səbəbindən Günəşin yanından keçən kiçik bir işıq sapması olacaq (bax Şəkil 1). Bu effekt Einşteyn tərəfindən proqnozlaşdırılmış və 1919-cu ildə uğurla ölçülmüşdür. Bu, tam günəş tutulması zamanı Günəşin mərkəzində olan bir səma bölgəsinin fotoşəkilləri çəkilərək əldə edilmişdir (günəş tutulması o bölgədəki ulduzların mövqelərinin göründüyü və görünməməsi demək idi) Günəşin işığı ilə yuyulur). Sonra, Günəş göyün yamacından çox uzaqlaşanda eyni ulduzların başqa bir fotoşəkili çəkildi. Sonra müqayisə edildiyi iki fotoşəkil və nəticədə işığın həqiqətən səmərə verildiyi, ümumi nisbilik proqnozunu təsdiqlədi.

Şəkil 1: Günəşin cazibə qüvvəsi ətrafdakı zaman müddətini əyir. İşıq, əyri boşluq parça boyunca davam edəcəkdir. Arxa fon ulduzundan gələn işıq Günəşin yanından keçərkən, əyilir və bu səbəbdən ulduzun görünən mövqeyi ulduzun həqiqi mövqeyindən fərqlənir. Şəkil mənbəyi: http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/Relativ/grel.html

Foton neytron ulduzunun ətrafında dövr edir

Günəşdəki kimi, bir neytron ulduzu ətrafındakı cazibə, kosmik zamanın onun ətrafında əyilməsinə səbəb olur. Neytron ulduzu, bir obyektə sıxılmış Günəş kütləsini ehtiva edir bir şəhər ölçüsü. Bu səbəbdən işığın əyilməsi kimi nisbi təsirlər Günəşlə müqayisədə bir neytron ulduzunun yanında daha çox özünü göstərəcəkdir. Fotonların traektoriyalarını anlamaq neytron ulduzu kimi nisbi bir cismin necə olacağını müəyyənləşdirmək üçün çox vacibdir.

Biz ümumiyyətlə kosmos haqqında üç ölçülü, yəni üç koordinat baxımından təsvir edildiyi düşünürük. Bununla birlikdə, ümumi Nisbilikdə ehtiyacımız var dörd vaxt daxil olmaqla koordinatlar, yəni. Dörd koordinat, dördüncü koordinatın (zamanın) dəyəri digər üç koordinat üzərində təsir göstərdiyinə görə bir-birinə sıx bağlıdır, bu səbəbdən uzay vaxtının həndəsəsinin tam təsviri üçün buna ehtiyacımız var.

Sferik simmetriyalı bir obyekt üçün (cazibə cisimlərinin ümumiyyətlə sferik həndəsə olacağı astrofizika üçün çox əhəmiyyətlidir) yerin əyriliyi Schwarzschild metrikası ilə təsvir ediləcəkdir. Bu metrik, kosmik zamanın neytron ulduzunun yanında necə əyiləcəyini və xüsusən də neytron ulduzunun kütləsinin funksiyası olaraq əyrinin necə dəyişəcəyini izah edir. Schwarzschild metrikası haqqında daha ətraflı məlumat üçün burada və burada bir az məlumat əldə edə bilərsiniz.

Fotonun ekvatorial hərəkətini nəzərə alsaq (yəni yalnız ulduzun ekvatoru boyunca bir müstəvidəki traektoriyalar haqqında düşünürük), onda fotonun hərəkəti üç koordinatla təsvir edilə bilər, () burada və qütblü ko- ordinatlar (bax Şəkil 2).

Şəkil 2: Qütb koordinatları neytron ulduzu ilə ekvatorial dilimin həndəsəsini təsvir edir. Şəkil mənbəyi: http://www1.kcn.ne.jp/

Fotonun hərəkət trayektoriyasını tapmaq üçün hərəkət tənlikləri ədədi şəkildə həll edilə bilər (yəni fotonun müəyyən bir radiusdakı bucaq vəziyyəti.) Biz trayektoriyanın təsir parametri adlanan parametrin bir funksiyası olduğunu görürük. Təsir parametri fotonun ulduzun mərkəzindən keçən bir xəttdən məsafəsidir (bax Şəkil 3).

Şəkil 3. Bu rəqəm.-Nin tərifini göstərir təsir parametri b.Qara nöqtə neytron ulduzunun mərkəzinə uyğundur.

Təsir parametrinin dəyəri neytron ulduzu ətrafında hansı hərəkətin baş verəcəyini təyin edir. İki fərqli rejim mövcuddur: (1) və (2) burada təsir parametrinin kritik dəyəri. İki rejimin bəzi nümunələri aşağıda iki rejim üçün göstərilmişdir Şəkil 45 müvafiq olaraq. Fotonların neytron ulduzu yaxınlığındakı hərəkəti ilə əlaqəli bir şey, yalnız fotonların ola bilməməsidir. əyilmiş Günəşimizdəki kimi fotonlar düşə bilər orbitlər neytron ulduzu ətrafında (bax Şəkil 4).

Şəkil 4: Rejimdəki bir neytron ulduzu ətrafında fotonun orbitləri, yuxarıdan aşağıya doğru artmaqdadır. Şəkil 2 & # 8220 Neytron Ulduzları Yaxınındakı İşıq Sapması & # 8221.

Şəkil 5: Foton rejimdəki bir neytron ulduzunun ətrafında dövr edir və yuxarıdan aşağıya enməklə. Şəkil 3 & # 8220 Neytron Ulduzları Yaxınındakı İşıq Sapması & # 8221.

Neytron ulduz səthindən radiasiya

Fotonların neytron ulduzu ətrafında həddindən artıq əyilməsinə görə bir neytron ulduzunun görünüşü fiziki gerçəklikdən fərqlidir. İnsan ağlımız Yerin cazibə gücünə uyğunlaşdı və bütün fotonların keçdiyi yolların düz olduğunu düşünür. Bu, cazibə qüvvələrinin 2 × 10 11 olduğu bir neytron ulduzunun səthində etibarlı bir fərziyyə deyil Yerdəkindən qat-qat güclüdür.

Neytron ulduzunun yaydığı radiasiya arxa səthin hissələri (normal olaraq görünməz) görünəcək şəkildə əyilir (bax Şəkil 6). Əslində fotonların bir orbit boyunca sıxışması mümkündür (bax Şəkil 4), buna görə bütün səth görünə bilər. Bir cismin kütləsi onun Schwarzschild radiusunu təyin edir. Radiusu Schwarschild radiusundan kiçik olan bir obyekt qara dəlik olacaqdır. Bu səbəbdən, obyektin radiusu Schwarschild radiusuna nə qədər yaxındırsa, o qədər & # 8220black-hole & # 8221 -ə bənzəyir və ətrafında daha çox boşluq əyri olar.

Bu səbəbdən bir neytron ulduzu yaxınlığında bir fotonun yaşadığı əyilmə miqdarını təyin edən kəmiyyət, Schwarzschild radiusunun neytron ulduzunun radiusuna nisbəti $ lateksR / r_s $. Bu kəmiyyət azaldıqca, təsvir olunduğu kimi, daha çox neytron ulduzunun arxa səthi görünür Şəkil 6.

Şəkil 6: Eyni radiusa, lakin fərqli kütlələrə və dolayısı ilə fərqli olan neytron ulduzlarının dörd şəkli. Bu nisbət yuxarıdan aşağıya enir. Şəkil 6 & # 8220 Neytron Ulduzları Yaxınındakı İşıq Sapması & # 8221.

Neytron ulduzlarından nəbz profilləri

Neytron ulduzları ətrafında işıq sapmasını anlamaq onun təyin edilməsi üçün vacibdir X-ray nəbz profili. Bu fenomen, bu günün müəllifləri olan astrobitdə ətraflı müzakirə olunur və burada qısa bir şəkildə müzakirə edəcəyim sadə bir modeli xülasə edir. Akkretləşdirici rentgen ikili (neytron olmayan ulduz yoldaşından toplanan ikili sistemdəki neytron ulduzu) maddələr maqnit sahə xətləri boyunca kanalizasiya olunur dirəklərə, kinetik enerjinin çevrildiyi yer Rentgen şüalanması. Neytron ulduzu fırlandıqca bu rentgen şüalanmasının müntəzəm impulslarını müşahidə edirik. Təbii ki, neytron ulduzunun qütblərinə yaxın bir yerdə yayılmış şüalanma, ümumi nisbilik səbəbindən işığın əyilməsindən təsirlənəcəkdir.

Şəkil 7: (Sağ sütun) və (sol sütun) üçün yığan bir x-ray ikili rentgen nəbz profilləri. qütb qapaqlarından birinin axınına və digər qütb qapağının axınına uyğun gəlir. hər iki qütb qapağının axını birləşdirilmişdir. Foton sapmasının artması (yəni azalma axındakı modulyasiyanı azaldır. Şəkil 12 & # 8220 Neytron Ulduzları Yaxınındakı İşıq Sapması & # 8221.

X-ray emissiyası neytron ulduzunun qütblərindən gəlir. Heç bir işıq sapması olmadan, neytron ulduzunun hər iki qütbü yalnız neytron ulduzu dövrünün bir hissəsində görünür və başqa vaxtlarda yox olur, bu səbəbdən rentgen axını neytron ulduzu dövründə modulyasiya ediləcək & # 8217; Kiçik olduqda (neytron ulduzu çox yığcamdır), əhəmiyyətli dərəcədə işıq sapması olur və buna görə də neytron ulduzunun demək olar ki, bütün səthi hər zaman görünür. Hər iki qütb hər zaman göründüyü üçün hər zaman bir rentgen axını görürük. Bu, göründüyü kimi kiçik olduqda əslində heç bir axın modulyasiyasının olmayacağı deməkdir Şəkil 7.

Nisbilik, sadəcə əsas nəzəri fizikanın həyati bir təməl daşı deyil, müşahidə astrofizikasında birbaşa rol oynayır. Neytron ulduzları kimi həddindən artıq, kompakt cisimlərdən aldığımız radiasiyanı anlamaq və hətta içərilərinin sirli məzmunu haqqında daha çox məlumat əldə etmək üçün istifadə edə bilərik - bu mövzunu daha ətraflı müzakirə etmək üçün bu astrobitə baxın!


Stephen Hawking'in kainatdakı sevimli yerləri (şəkillər)

İndi təsəvvür edin ki, bu ulduzların üçünü də götürüb kainatdakı ən böyük kompaktordan keçirərək onları yerlə yeksan edərək ekzotik bir cisim - cəmi 30 mil məsafədə bir kürə yaradın.

Daha da sadə dillə desək, bu üç böyük ulduzu götürüb onları Denver şəhərinin ölçüsü ilə sıxmaq kimi.

"Neytron ulduzları cazibədar olduğu qədər də əsrarəngizdir" dedi Virciniya Universitetinin aspirantı və NRAO-nun bir yoldaşı Minnətdar Cromartie. "These city-sized objects are essentially ginormous atomic nuclei. They are so massive that their interiors take on weird properties. Finding the maximum mass that physics and nature will allow can teach us a great deal about this otherwise inaccessible realm in astrophysics."

The measurement of this neutron star actually came as part of NRAO's search for gravitational waves .

"At Green Bank, we're trying to detect gravitational waves from pulsars," said West Virginia University professor Maura McLaughlin. "In order to do that, we need to observe lots of millisecond pulsars, which are rapidly rotating neutron stars. This [discovery] is not a gravitational wave detection paper but one of many important results which have arisen from our observations."

Neutron stars and pulsars are the densest "normal" objects that we know of. The only thing more dense is a black hole, which is certainly not normal. As such, this specific pulsar discovery is as close as we've ever come to defining the line between the normal and the most puzzling, mysterious and exotic objects in existence.


How Would a Neutron Star Actually Appear? - Astronomiya

If the core mass is between 1.4 and 3 solar masses, the compression from the star's gravity will be so great the protons fuse with the electrons to form neutrons. The core becomes a super-dense ball of neutrons. Only the rare, massive stars (about 8 to 25 solar masses) will form these remnants in a supernova explosion. Neutrons can be packed much closer together than electrons so even though a neutron star is more massive than a white dwarf, it is only about the size of a city.

The neutrons are degenerate and their pressure (called neutron degeneracy pressure) prevents further collapse. Neutron stars are about 30 kilometers across, so their densities are much larger than even the incredible densities of white dwarfs: 200 trilyon times the density of water (one sugar cube volume's worth has a mass = mass of humanity)! The superior resolution of the Hubble Space Telescope has enabled us to directly image a few of these very small objects in visible light. The first image in visible light of a lone neutron star is shown in the figure below (the arrow points to it). Even though it is over 660,000 K, the neutron star is close to the limit of HST's detectors because it is at most 27 kilometers across. This one is at most 400 light years away. The closest known neutron star is about 200 light years away.

Pulsarlar

Normal variable stars (stars near the end of their life in stages 5 to 7) oscillate brightness by changing their size and temperature. The density of the star determines the pulsation period---denser stars pulsate more quickly than low density variables. However, normal stars and white dwarfs are not dense enough to pulsate at rates of under one second. Neutron stars would pulsate too quickly because of their huge density, so pulsars must pulsate by a different way than normal variable stars. A rapidly rotating object with a bright spot on it could produce the quick flashes if the bright spot was lined up with the Earth. Normal stars and white dwarfs cannot rotate fast enough because they do not have enough gravity to keep themselves together they would spin themselves apart. Neutron stars are compact enough and strong enough to rotate that fast. The pulsar at the center of the Crab Nebula rotates 30 times every second. In the figure below, it is the left one of the two bright stars at the center of the Hubble Space Telescope image (right frame).

(Click the triangle in the top right corner to view the animation and click it again to reset it)

The 1/1000th of second burst of energy means that the pulsars are at most (300,000 kilometers/second) × (1/1000 second) = 300 kilometers across. This is too small for normal stars or white dwarfs, but fine for neutron stars (they are actually less than 30 kilometers across). When neutron stars form, they will be spinning rapidly and have very STRONG magnetic fields (10 9 to 10 12 times the Sun's). The magnetic field is the relic magnetic field from the star's previous life stages. The magnetic field is frozen into the star, so when the core collapses, the magnetic field is compressed too. The magnetic field becomes very concentrated and much stronger than before.

Why would neutron stars be fast rotators? Conservation of angular momentum! Just as a spinning ice skater can spin very fast by pulling in her arms and legs tight about the center of her body, a star will spin faster when it brings its material closer to its center. The angular momentum of an object = its mass × its equatorial spin speed × its radius. The mass remains constant. In order to keep the angular momentum constant the spin speed must increase if the radius decreases. This will keep the product of spin speed × radius the same value. A slowly rotating red giant star will have the same angular momentum when it becomes a tiny, fast rotating neutron star. See the Angular Momentum appendix for other examples.

Lighthouse Model

The neutron star's magnetic field lines converge at the magnetic poles, so the charges get focused and a narrow cone of non-thermal radiation is beamed outward. If the beam sweeps past Earth, you see a flash of light. However, given the wide range of angles the magnetic poles could be aligned in space, it is more likely that the beam will miss the Earth. There are probably many more pulsars out there that cannot be detected because their beams do not happen to cross our line of sight.

The energy of the non-thermal radiation beam comes from the rotational energy of the pulsar. Since the light energy escapes, the production of the energy beam robs energy from the pulsar, so the pulsar's rotation slows down (angular momentum does slowly decrease). Another equivalent way to view the process is from Newton's 3rd law of motion. The magnetic field exerts a force on the charged particles, speeding them up. The charged particles exert a reaction force on the magnetic field slowing it and the pulsar down. Eventually, the pulsar dies away when the neutron star is rotating too slowly (periods over several seconds long) to produce the beams of radiation.

Every now and then, a ``glitch'' is seen in the pulse rate of a pulsar. The pulsar suddenly increases its spin rate. What causes this is the neutron star suddenly shrinks by about 1 millimeter. The spin rate suddenly increases to conserve angular momentum. The spin rate can be greatly increased if the pulsar is in a close binary system and its companion dumps gas onto the pulsar. The pulsar gains angular momentum from the incoming gas and ramps up its spin rate as more gas falls onto it. The pulsars that spin hundreds of times per second are thought to be the result of such a transfer.


Günün Astronomiyası Resmi Index - Stars: Neutron Stars

| Today's APOD | Title Search | Text Search | Editor's choices for the most educational Astronomy Pictures of the Day about neutron stars:

APOD: 1988 November 28 - A Lonely Neutron Star
İzahat: How massive can a star get without imploding into a black hole? These limits are being tested by the discovery of a lone neutron star in space. Observations by the Hubble Space Telescope have been combined with previous observations by the X-ray ROSAT observatory and ultraviolet EUVE observatory for the isolated star at the location of the arrow. Astronomers are able to directly infer the star's size from measurements of its unblended brightness, temperature, and an upper limit on the distance. Assuming that the object is a neutron star of typical mass, some previous theories of neutron star structure would have predicted an implosion that would have created a black hole. That this neutron star even exists therefore allows a window to the extreme conditions that exist in the interiors of neutron stars.

APOD: 1998 April 25 - Supernova Remnant and Neutron Star
İzahat: A massive star ends life as a supernova, blasting its outer layers back to interstellar space. The spectacular death explosion is initiated by the collapse of what has become an impossibly dense stellar core. However, this core is not necessarily destroyed. Instead, it may be transformed into an exotic object with the density of an atomic nucleus but more total mass than the sun - a neutron star. A neutron star is hard to detect directly because it is small (roughly 10 miles in diameter) and therefore dim, but newly formed in this violent crucible it is intensely hot, glowing in X-rays. These X-ray images from the orbiting ROSAT observatory may offer a premier view of such a recently formed neutron stars' X-ray glow. Pictured is the supernova remnant Puppis A, one of the brightest sources in the X-ray sky, with shocked gas clouds still expanding and radiating X-rays. In the inset close-up view, a faint pinpoint source of X-rays is visible which is most likely the young neutron star, kicked out by the asymmetric explosion and moving away from the site of the original supernova at about 600 miles per second.

APOD: 1998 July 23 - X Ray Pulsar
İzahat: This dramatic artist's vision shows a city-sized neutron star centered in a disk of hot plasma drawn from its enfeebled red companion star. Ravenously accreting material from the disk, the neutron star spins faster and faster emitting powerful particle beams and pulses of X-rays as it rotates 400 times a second. Could such a bizarre and inhospitable star system really exist in our Universe? Based on data from the orbiting Rossi X-Ray Timing Explorer (RXTE) satellite, research teams have recently announced a discovery which fits this exotic scenario well - a "millisecond" X-ray pulsar. The newly detected celestial X-ray beacon has the unassuming catalog designation of SAX J1808.4-3658 and is located a comforting 12,000 light years away in the constellation Sagittarius. Its X-ray pulses offer evidence of rapid, accretion powered rotation and provide a much sought after connection between known types of radio and X-ray pulsars and the evolution and ultimate demise of binary star systems.

APOD: 2005 May 15 - On the Origin of Gold
İzahat: Where did the gold in your jewelry originate? No one is completely sure. The relative average abundance in our Solar System appears higher than can be made in the early universe, in stars, and even in typical supernova explosions. Some astronomers now suggest that neutron-rich heavy elements such as gold might be most easily made in rare neutron-rich explosions such as the collision of neutron stars. Pictured above is a computer-animated frame depicting two neutron stars spiraling in toward each other, just before they collide. Neytron ulduz toqquşmalarının qısa müddətli qamma-şüa partlayışlarının mənşəyi olduğu da irəli sürüldüyündən, kainatdakı ən güclü partlayışlardan birinin özündə bir xatirə sahibi olmağınız mümkündür.


Segment Transcript

IRA FLATOW: This is Science Friday. I’m Ira Flatow. About 130 million years ago, two neutron stars collided, and that collision created a universe shaking explosion so big astronomers are calling it a kilonova that rippled space-time and splattered the cosmos with a cocktail of heavy metals, including lots of gold, about 200 times the mass of Earth in gold. This week astronomers announced that they had spotted the signals from that collision both in gravitational waves, like waves like the ones LIGO detected from merging black holes, and in signals across the range of the electromagnetic spectrum from optical light to gamma waves. It sounded like this.

Oh, that little chirp right there at the end. I hope you could hear that because it was kind of faint. And joining me now to talk about what makes that observation so important and what it means for our understanding of the universe are my guests– Vicky Kalogera is a professor in the Department of Physics and Astronomy at Northwestern University in Evanston, Illinois. She’s also a member of the LIGO Scientific Collaboration. Welcome.

VICKY KALOGERA: Hi, happy to be with you.

IRA FLATOW: Nice to have you. Daniel Holtz is an associate professor at the University of Chicago and the Kavli Institute for Cosmological Physics and a member of the LIGO Scientific Collaboration as well. Welcome, Daniel.

DANIEL HOLZ: Thank you. It’s so great to be here.

IRA FLATOW: Dr. Kalogera, tell me exactly what exactly did astronomers see, what was the signal, or all the signals.

VICKY KALOGERA: Well, what’s amazing with this discovery is that we didn’t just see, but we actually also heard. So first on August 17th early on, we heard more than 100 seconds of gravitational waves coming from the in-spiral, the death spiral of a pair of neutron stars. They were going one around the other until they came so close that they actually collided. So the gravitational waves came first, and we heard them with the LIGO detectors– laser interferometers in the US.

And then two seconds later, a cascade of waves across the whole electromagnetic spectrum started. It started with gamma rays, the most energetic light we have and continued with optical light, also later x-rays, and eventually radio waves. That continued over hours, days, and weeks. This combination of gravitational waves and electromagnetic waves coming from one cosmic source has never been observed before. So this was one amazing first.

IRA FLATOW: And Dr. Holz, why is this such a big deal? What do we learn from neutrons colliding that we would not know from black holes colliding?

DANIEL HOLZ: There is an incredible range of new science here. And it’s really hard to pick out what’s most exciting. I mean, we learn about speed of gravitational waves. We’ve now learned that the speed of gravity is the same as the speed of light. We’ve learned where the gold and the platinum in the universe is made, or at least a good fraction of it. We’ve also been able to measure the scale of the universe in a whole new way. I mean, these are all completely new developments all from this one discovery.

IRA FLATOW: Our number, 844-724-8255 if you’d like to talk about it. You can also tweet us @scifri. Dr. Kalogera, explain for us what a neutron star is, how big it is, how it’s different than a black hole.

VICKY KALOGERA: So a neutron star is actually the most compact star that nature can form. And it is still not as compact as a black hole. But it’s still a star in the sense that it is really made of matter, regular particles, primarily neutrons. And that’s why we call it the neutron star. Now it comes from the demise of very massive stars about 10 or 20 times the mass of the sun. When those stars ran out of nuclear fuel, they cannot not support themselves against their own gravity.

So the inner parts of those stars collapse under their own gravity. But eventually they don’t become black holes. They don’t become points. But instead they manage to support themselves because of nuclear pressure, and they manage to become neutron stars. Now these are very small. They’re as big as– since both Daniel and I are in the Chicago area– they are about the size of the city of Chicago. But they have a mass which is 1 and 1/2 times the mass of the sun. One teaspoon full of that neutron star matter is as heavy as the whole mountain of Everest.

VICKY KALOGERA: So this is extremely dense matter, which has very peculiar properties. We don’t have these kinds of properties on our planet. So the only way to study this kind of material is really by studying cosmic sources like this collision.

IRA FLATOW: And how do you know from looking at the data that last year’s observations were black holes merging, and this event is neutron stars? Bunu haradan bilirsən?

VICKY KALOGERA: So this we know in two different ways. First, the gravitational waves signals are very different. So they both have this characteristic sound that you played in the beginning of the segment, which was the chirp like sound– whoop– except, when it is neutron stars, the signaling gravitational waves is much longer.

So we heard it play much longer. In this case, it was more than 100 seconds. So long signals imply small masses. And that tells us that we are dealing with neutron stars given what else we know in astronomy and astrophysics. But there is now, one might ask, why wouldn’t it be small black holes, about 1 and 1/2 times the mass of the sun but black holes.

IRA FLATOW: Yeah, I’ll ask it.

VICKY KALOGERA: And there we need the electro-magnetic waves. The fact that we saw light right after the collision means we had at least one neutron star.

IRA FLATOW: That’s really interesting. And Dr. Holz, a lot has been made about how much gold came out of this collision. What is the connection between this event and the heavy metals like gold in there? Why so much?

DANIEL HOLZ: Well, one of the interesting things about the way the elements are made– so we have a very nice picture of how this is all made from the very big bang, where the big bang makes some lighter elements like hydrogen and helium and then those elements form stars and the stars burn and produce heavier elements. And that story works all the way to iron. And it works very well, and it kind of accounts for everything we’ve seen– but not past iron.

So heavier elements like gold and platinum– we’ve had trouble explaining how there is as much gold and platinum as there is, for example, in our galaxy when we make observations. And this now helps address that question. What we’ve seen through measuring the light, through measuring everything with our optical telescopes and these other telescopes, what we’ve now measured are signatures that indicate all these heavier elements are being made and they’re being spewed out into the galaxy where this thing resides.

And so we’re actually watching the movie of the formation of that gold and platinum, and a lot of it as you said. It’s many, many times the mass of the Earth in gold and in platinum. There’s also uranium. There are a bunch of other things being produced and then being spewed out. And so now we can say this is where it all comes from.

IRA FLATOW: Do we know– do we think that these collisions are common, producing gravitational waves between either black holes or gravitational waves from neutron stars– pretty common?

DANIEL HOLZ: You can go, Vicky.

VICKY KALOGERA: It’s OK, Daniel. We both know the answer. So I would say– so we have had suspicions of how common these collisions are. But with this one observation, we’ve actually gotten a much better picture. It turns out that they are very rare as we expected. But not as rare as they could have been. So in terms of numbers, in a galaxy like our own, these collisions maybe happen a dozen times, maybe a few dozen times per millions of years. So that’s rare.

IRA FLATOW: That’s rare, but they could be coming in from other parts. My question is, if these are coming from different places, different neutron stars, let’s say, or different black holes, and they’re actually warping the space around them and sending a wave, a gravitational wave, what happens if two of them meet, two gravitational waves one from two different collisions meet in space? What happens at the juncture, like the ripples in the pond– two ripples when they meet– what happens to the gravitational wave?

DANIEL HOLZ: So what’s interesting about that is the very first paper I ever wrote– the very first project when I was an undergraduate– was on that specific question. And I showed that if you had really strong gravitational waves crashing into each other, you could make black holes. But for what we’re talking about here, with our detectors on Earth, we had to build a state of the art detector. We pushed the technology to the very edge, and we barely, barely detected anything. And so even if we had multiple sources of gravitational waves all coming at the same time, it would still barely register. Unfortunately, it’s very difficult to make extremely strong waves all colliding in the same place.

IRA FLATOW: So it’s not like– I’m thinking waves in a pond. You see how they build up– waves in the ocean. But you’re saying these are so weak, you wouldn’t get any buildup.

DANIEL HOLZ: That’s exactly right.

IRA FLATOW: And we’re also thinking of standing waves, things like that.

DANIEL HOLZ: That’s right. I mean, it would be great if we could do stuff with these waves. But we haven’t come up with a way to do that.

IRA FLATOW: Well, I’m thinking, if the waves come together and they crest really high– so if you’re warping space-time like that, could you tunnel through it and get to the other side in shorter amount of time?

DANIEL HOLZ: To be honest, part of the inspiration for that first paper was this analog of these rogue waves in the ocean, where every now and then you get this massive wave because everything comes in phase. And it’s exactly as you said. If you have, in principle, really strong gravitational waves, they could generate this huge curvature of space-time and just collapse that black hole. But we don’t think that happens.

IRA FLATOW: Let me see if I can get a phone call in. Let’s go to Wayne in Warner Robins, Georgia. Hi, Wayne.

WAYNE: Hello. Thank you for letting me on the show, the radio. My question to your panel is that, is the gold that we have here on earth made here on earth or did it come from outer space from this neutron planet implosion, or explosion.

IRA FLATOW: Good question. So the gold we have here on earth is from some collision of neutron stars? What do you think?

DANIEL HOLZ: My money would be on that it’s coming from something what we call a kilnova, exactly these sorts of things– that sometime in the past, probably many millions of years ago, there was a collision like this in our Milky Way galaxy. And it spewed a bunch of gold out and– actually, this would be probably much, much longer now I’m talking about it. It’d probably be billions of years ago. And when the Earth formed, some of that gold was part of its formation.

IRA FLATOW: You just blew my mind on this thing.

VICKY KALOGERA: That gold exists in the gas that surrounds the sun. It becomes planets. It goes into our mountains, and we get it in the mines. And we make our jewelry and our watches. But it’s not made in the earth. It pre-exists.

IRA FLATOW: I’m Ira Flatow. This is Science Friday from PRI, Public Radio International, talking with Daniel Holz and Vicky Kalogera, who just, as I say, blew my mind. This gold is much more valuable then. When you think of where it came from, how much more valuable it must be?

DANIEL HOLZ: Well, and you can see part of the reason we’re so excited now– I mean, to have figured this out. It’s pretty good.

IRA FLATOW: So is this part of the excitement of the neutron star collision discovery? I mean, what other things are blowing your mind about this discovery? Are you measuring the universe more accurately or are we measuring constance more accurately?

DANIEL HOLZ: So something I’m particularly excited about is this ability to measure the expansion of the universe much more accurately, or at least in a completely different way. And so by using this event, by the fact that we’ve detected it both in gravitational waves and in light, we can do an absolutely unique sort of measurement that we’ve talked about and we’ve wanted to do for a long time, but we’ve never been able to do before. And now we’ve done it, and we can measure this expansion– how quickly the universe is expanding around us right now. And by doing that, we get an overall sense of the scale of the universe and the age of the universe. And it’s beautiful. We’ve done the measurement.

IRA FLATOW: And have we had to change our idea about that yet? Do we know what it is?

DANIEL HOLZ: We know what it is. There are still some errors. It’s the very first time we’ve done it. But it’s consistent with what we’ve known before. and the whole picture just kind of fits together. And that’s remarkable because we’ve never been able to do this before. And yet, it all kind of works.

VICKY KALOGERA: There is one other first with this discovery. I mean, it’s amazing. As Daniel said earlier, there’s so many scientific new conclusions we’re drawing in one event that we’re all excited. The other first is that we’ve had, for 50 years, explosions and gamma rays that we’ve been observing. They started our observations– in the community, started in the late 60s. And over the 50 years, we have suspected theories developed that maybe they are coming from collisions of two neutron stars. But we never had proof.

For the first time with this discovery and the addition of the observations of gravitational waves, now we know we’re dealing with a collision of two neutron stars from the gravitational waves. And two seconds later, we see the gamma ray emission arriving. And we finally have proof that collisions of neutron stars are producing these short bursts of gamma rays. That’s another first that came within the first few minutes, and the understanding came within the first few hours of the community analyzing the data.

IRA FLATOW: Because gamma rays have always been mysterious. And now we know they come from the collision of neutron stars.

VICKY KALOGERA: We have an actual proof.

IRA FLATOW: So we’ve settled on gold and gamma rays all at the same time.

VICKY KALOGERA: And the expansion of the universe.

IRA FLATOW: And the expansion of the universe. What else?

DANIEL HOLZ: And the speed of gravity.

IRA FLATOW: Oh, that’s been verified?

DANIEL HOLZ: Yup. So this was the first time we could measure that gravitational waves go at the speed of light. Now the theory says that it has to, and this is what everyone expected. But now we’ve measured it. We showed– I mean, that gamma rays and gravitational waves arrived at Earth after traveling for over 100 million years. They arrived at Earth within two seconds of each other. So their speeds are to 15 decimal places are the same.

IRA FLATOW: We now have something to really be happy about for this weekend. Heyrət! Vay.

VICKY KALOGERA: And for much longer. This is only the beginning.

DANIEL HOLZ: That’s the truth.

IRA FLATOW: Well, we’ll hoist a beer to all you guys and gals for the work you’ve done. Thank you very much, Vicky Kalogera, and Daniel Holz, both members of the LIGO scientific collaboration. Thank you both for taking time to be with us today– very, very informative. Bir daha təşəkkür edirəm.

VICKY KALOGERA: Thank you. Çox sağ ol.

DANIEL HOLZ: Thank you for having us.

Copyright © 2017 Science Friday Initiative. Bütün hüquqlar qorunur. Science Friday transcripts are produced on a tight deadline by 3Play Media. Fidelity to the original aired/published audio or video file might vary, and text might be updated or amended in the future. For the authoritative record of Science Friday’s programming, please visit the original aired/published recording. For terms of use and more information, visit our policies pages at http://www.sciencefriday.com/about/policies/


Videoya baxın: لأول مرة: استمع الى صوت الانفجار العظيم (Sentyabr 2021).