الفلك

شكل النجوم النيوترونية

شكل النجوم النيوترونية


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

لقد سمعت أنه كلما زاد دوران الجسم ، كلما قلت درجة دورانه الحقيقية. باستخدام هذا المنطق ، ستكون معظم النجوم النيوترونية بعيدة كل البعد عن كروية ، بشكل عام ما هو شكل معظم النجوم النيوترونية؟


لا أعتقد أنك ستعثر على شكل واحد متفق عليه لنجم نيوتروني دوار ، لأسباب ليس أقلها أنه ليس لدينا نموذج واحد متفق عليه لمعادلة حالة المادة في النجم النيوتروني (وهو أكثر تعقيدًا من يوحي الاسم).

لقد وجدت ورقة واحدة متاحة بشكل مفتوح (أنا متأكد من وجود المزيد) والتي ستمنحك نكهة تقريبية لتعقيد نمذجة شكل النجوم النيوترونية. كما سترى صعوبة عدم وجود نموذج واحد لمعادلة الحالة (EOS هو الاختصار المستخدم عادةً) فهي مشكلة واحدة فقط.

أعتقد أنه يجب اعتبار "الشكل الإهليلجي" تقريبيًا ، على الرغم من أنه ليس شيئًا أعتبره مكتوبًا على الحجر.

تذكر أنه لكي تكون الورقة البحثية مفيدة ، يجب ألا تقدم فقط نموذجًا لما قد يكون عليه الشكل ، ولكن يجب أيضًا على شخص ما توفير طريقة لقياس هذا الأمر ، وهو أمر يمثل تحديًا. أعتقد أن أحد الآمال للعصر الجديد لعلم فلك الموجات الثقالية هو أن نكون قادرين (في النهاية) على إجراء قياسات أكثر فائدة تساعدنا على استكشاف باطن النجوم النيوترونية.

لذلك هذا سؤال مفتوح ، على ما أعتقد.

طرح @ Rob-Jeffries سؤالاً في التعليق حول الأرقام النموذجية للتشوه ، وأجبت في التعليق ولكن يمكن إزالة التعليقات بواسطة النظام ، لذلك أقوم بإضافة هذه المعلومات كتحرير:

في القسم الأول من الورقة التي ربطتها بها ، اقتبسوا التشوهات الكسرية على أنها عادةً 10 دولارات ^ {- 5} دولار ، وربما 10 دولارات ^ {- 4} دولار في حالات خاصة وفي الحالات القصوى تصل إلى 10 دولارات ^ {- 3} دولار . ومع ذلك ، تقدم ورقة أخرى تحليلاً يعتمد على صلابة القشرة وتشوه صغير جدًا لنجم نيوتروني معين. الورقة التي أحببتها في البداية تصف حدًا أعلى بناءً على اعتبارات موجات الجاذبية ، على ما أعتقد ، بدلاً من تحليل عام.


من الناحية المنطقية ، يجب أن تكون كروية لأن الأشياء ذات الجاذبية الأعلى تميل إلى الانهيار إلى كرات. النجوم النيوترونية كثيفة للغاية ولها جاذبية عالية. ومع ذلك ، فهي على حد علمنا تدور بسرعة كبيرة أيضًا (مثل النجوم النابضة). يجب أن يكون ذلك كلما تم تدويرها بشكل أسرع ، كلما أصبحت أكثر شبهاً بالقرص (مثل القطع الناقص أو احتمال طفيف لمزيد من القرص في الحالات القصوى). لذلك ، اعتمادًا على سرعة الدوران ، فإن الكرة لا تصل إلى سرعة دوران عالية إلى حد ما ، أو القطع الناقص لسرعة دوران عالية ، أو ربما حتى قرص لسرعة دوران عالية للغاية. هناك مجال للنقاش هنا ، لكن هذه هي الطريقة التي أراها منطقياً.

تحرير: يعني القطع الناقص ثلاثي الأبعاد ، مثل البيضة ، ولكن "سحق في الاتجاه الآخر". في الأساس كرة ممتدة على خط الاستواء. وكلما زادت سرعة دورانه ، زاد تشوهه (ممتدًا على طول خط الاستواء). تُظهر إجابة دانتوبيا الشكل الذي أصفه.


الفهم الحالي هو أن النجم هو كروي مفلطح. يظهر مثال متطرف أدناه.

بالنسبة للنجم النيوتروني ، يكون الفرق بين القطر القطبي والقطر الاستوائي حوالي 10٪ وسيبدو مثل هذا:


شكل النجوم النيوترونية - علم الفلك

النجوم النيوترونية هي كرات النيوترونات الناتجة عن انهيار اللب الحديدي في مستعر أعظم نجمي ضخم تقريبًا 10 ميل في القطر. تم اقتراح مفهوم النجم النيوتروني لأول مرة في عام 1934 من قبل والتر بادي وفريتز زويكي ، بعد عام من الإعلان عن اكتشاف النيوترونات. تتكون النجوم النيوترونية بالكامل من النيوترونات ، أما النجوم النيوترونية n0 فهي قاتمة وساخنة بشدة ، وتتماسك معًا بسبب الجاذبية.

هناك أشياء مرتبطة بالنجوم النيوترونية. النجوم الثنائية النيوترونية نجمان نيوترونيان يدوران حول بعضهما البعض. تشير التقديرات إلى أن حوالي 5 ٪ من جميع النجوم النيوترونية هي جزء من نظام ثنائي. النجوم النابضة - اختصار لنجم راديو نابض - هي مصدر راديوي سريع الدوران ونوع من النجوم النيوترونية. النجوم النابضة تم اكتشافه في عام 1967 بواسطة Joycelin Bell وكان يُطلق عليه في البداية LGM - الرجال الخضر الصغار- بسبب الإشعاع الكهرومغناطيسي المنتظم المنطلق من النجم النابض. جزء صغير من النجوم النابضة يصدر أشعة جاما فقط.

المجال العام | الصورة مجاملة من وكالة ناسا. المجال العام | الصورة مجاملة من وكالة ناسا.


شكل النجوم النيوترونية - علم الفلك

إذا كانت الكتلة الأساسية بين 1.4 و 3 كتل شمسية ، فإن الضغط الناتج عن جاذبية النجم سيكون كبيرًا جدًا بحيث تندمج البروتونات مع الإلكترونات لتشكيل النيوترونات. يصبح اللب كرة شديدة الكثافة من النيوترونات. فقط النجوم الضخمة النادرة (حوالي 8 إلى 25 كتلة شمسية) ستشكل هذه البقايا في انفجار مستعر أعظم. يمكن تجميع النيوترونات بشكل أقرب بكثير من الإلكترونات ، لذلك على الرغم من أن النجم النيوتروني أكبر من القزم الأبيض ، إلا أنه بحجم مدينة فقط.

تتدهور النيوترونات ويطلق ضغطها (يسمى ضغط تنكس النيوترون) يمنع المزيد من الانهيار. يبلغ قطر النجوم النيوترونية حوالي 30 كيلومترًا ، لذا فإن كثافتها أكبر بكثير حتى من الكثافات المذهلة للأقزام البيضاء: 200 تريليون أضعاف كثافة الماء (حجم مكعب واحد من السكر له كتلة = كتلة بشرية)! لقد مكنتنا الدقة الفائقة لتلسكوب هابل الفضائي من تصوير بعض هذه الأجسام الصغيرة جدًا في الضوء المرئي مباشرة. تظهر الصورة الأولى في الضوء المرئي لنجم نيوتروني وحيد في الشكل أدناه (يشير السهم إليها). على الرغم من أن النجم النيوتروني يزيد عن 660.000 كلفن ، إلا أنه قريب من حد مكشافات HST لأنه يبلغ عرضه 27 كيلومترًا على الأكثر. هذا واحد على الأكثر 400 سنة ضوئية. يقع أقرب نجم نيوتروني معروف على بعد حوالي 200 سنة ضوئية.

النجوم النابضة

تتأرجح النجوم المتغيرة العادية (النجوم التي تقترب من نهاية حياتها في المراحل من 5 إلى 7) من خلال تغيير حجمها ودرجة حرارتها. تحدد كثافة النجم فترة النبض - النجوم الأكثر كثافة تنبض بسرعة أكبر من متغيرات الكثافة المنخفضة. ومع ذلك ، فإن النجوم العادية والأقزام البيضاء ليست كثيفة بدرجة كافية لتنبض بمعدلات تقل عن ثانية واحدة. تنبض النجوم النيوترونية بسرعة كبيرة بسبب كثافتها الهائلة ، لذلك يجب أن تنبض النجوم النابضة بطريقة مختلفة عن النجوم المتغيرة العادية. يمكن أن ينتج جسم يدور بسرعة مع وجود نقطة مضيئة عليه ومضات سريعة إذا كانت البقعة المضيئة مصطفة مع الأرض. لا يمكن للنجوم العادية والأقزام البيضاء أن تدور بالسرعة الكافية لأنهم لا يمتلكون الجاذبية الكافية للحفاظ على تماسكهم بحيث يدورون أنفسهم بعيدًا عن بعضهم البعض. النجوم النيوترونية مضغوطة وقوية بما يكفي لتدور بهذه السرعة. النجم النابض في مركز سديم السرطان يدور 30 ​​مرة كل ثانية. في الشكل أدناه ، هو اليسار من النجمين اللامعين في مركز صورة تلسكوب هابل الفضائي (الإطار الأيمن).

(انقر فوق المثلث في الزاوية اليمنى العليا لعرض الرسم المتحرك وانقر فوقه مرة أخرى لإعادة تعيينه)

1/1000 من الدفعة الثانية من الطاقة تعني أن النجوم النابضة موجودة في الغالب (300000 كيلومتر / ثانية) & # 215 (1/1000 ثانية) = 300 كيلومتر عرضًا. هذا صغير جدًا بالنسبة للنجوم العادية أو الأقزام البيضاء ، ولكنه جيد بالنسبة للنجوم النيوترونية (يبلغ قطرها في الواقع أقل من 30 كيلومترًا). عندما تتشكل النجوم النيوترونية ، فإنها ستدور بسرعة ولها مجالات مغناطيسية قوية جدًا (10 9 إلى 10 12 مرة من الشمس). المجال المغناطيسي هو بقايا المجال المغناطيسي من مراحل حياة النجم السابقة. يتم تجميد المجال المغناطيسي في النجم ، لذلك عندما ينهار اللب ، يتم ضغط المجال المغناطيسي أيضًا. يصبح المجال المغناطيسي شديد التركيز وأقوى بكثير من ذي قبل.

لماذا النجوم النيوترونية تكون دوارة سريعة؟ الحفاظ على الزخم الزاوي! مثلما يمكن لمتزلج على الجليد أن يدور بسرعة كبيرة عن طريق شد ذراعيه وساقيه بإحكام حول مركز جسده ، فإن النجمة ستدور بشكل أسرع عندما تقرب مادتها من مركزها. الزخم الزاوي لجسم ما = كتلته & # 215 سرعة دوران خط الاستواء & # 215 نصف قطره. تبقى الكتلة ثابتة. من أجل الحفاظ على ثبات الزخم الزاوي ، يجب زيادة سرعة الدوران إذا انخفض نصف القطر. سيؤدي ذلك إلى الحفاظ على ناتج سرعة الدوران & # 215 نصف القطر بنفس القيمة. سيكون للنجم العملاق الأحمر الذي يدور ببطء نفس الزخم الزاوي عندما يصبح نجمًا نيوترونيًا صغيرًا وسريع الدوران. راجع ملحق الزخم الزاوي للحصول على أمثلة أخرى.

نموذج المنارة

تتلاقى خطوط المجال المغناطيسي للنجم النيوتروني عند الأقطاب المغناطيسية ، لذلك تتركز الشحنات ويتم إرسال مخروط ضيق من الإشعاع غير الحراري إلى الخارج. إذا تجاوز الشعاع الأرض ، فسترى وميضًا من الضوء. ومع ذلك ، نظرًا لاتساع نطاق الزوايا التي يمكن محاذاة الأقطاب المغناطيسية في الفضاء ، فمن الأرجح أن الشعاع سيفتقد إلى الأرض. ربما يكون هناك العديد من النجوم النابضة التي لا يمكن اكتشافها لأن حزمها لا تتخطى خط بصرنا.

تأتي طاقة حزمة الإشعاع غير الحراري من الطاقة الدورانية للنجم النابض. بما أن الطاقة الضوئية تنفد ، فإن إنتاج حزمة الطاقة يسلب الطاقة من النجم النابض ، لذلك يتباطأ دوران النجم النابض (الزخم الزاوي يتباطأ) ببطء تخفيض). طريقة أخرى مكافئة لعرض العملية هي من قانون نيوتن الثالث للحركة. يبذل المجال المغناطيسي قوة على الجسيمات المشحونة ، مما يؤدي إلى تسريعها. تمارس الجسيمات المشحونة قوة رد فعل على المجال المغناطيسي مما يؤدي إلى إبطائه والنبض النابض. في نهاية المطاف ، يموت النجم النابض عندما يدور النجم النيوتروني ببطء شديد (فترات على مدى عدة ثوانٍ طويلة) لإنتاج حزم من الإشعاع.

بين الحين والآخر ، يُرى `` خلل '' في معدل نبض النجم النابض. يزيد النجم النابض فجأة من معدل دورانه. ما يسبب هذا هو أن النجم النيوتروني يتقلص فجأة بحوالي 1 ملليمتر. يزداد معدل الدوران فجأة للحفاظ على الزخم الزاوي. يمكن زيادة معدل الدوران بشكل كبير إذا كان النجم النابض في نظام ثنائي قريب ، وكان مرافقه يقذف الغاز على النجم النابض. يكتسب النجم النابض زخمًا زاويًا من الغاز الوارد ويزيد من معدل دورانه مع سقوط المزيد من الغاز عليه. يُعتقد أن النجوم النابضة التي تدور مئات المرات في الثانية هي نتيجة مثل هذا النقل.


149 نجمة نيوترونية

النجوم النيوترونية هي كرات النيوترونات الناتجة عن انهيار اللب الحديدي في مستعر أعظم نجمي ضخم تقريبًا 10 ميل في القطر. تم اقتراح مفهوم النجم النيوتروني لأول مرة في عام 1934 من قبل والتر بادي وفريتز زويكي ، بعد عام من الإعلان عن اكتشاف النيوترونات. تتكون النجوم النيوترونية بالكامل من النيوترونات ، أما النجوم النيوترونية n0 فهي قاتمة وساخنة بشدة ، وتتماسك معًا بسبب الجاذبية.

هناك أشياء مرتبطة بالنجوم النيوترونية. النجوم الثنائية النيوترونية نجمان نيوترونيان يدوران حول بعضهما البعض. تشير التقديرات إلى أن حوالي 5 ٪ من جميع النجوم النيوترونية هي جزء من نظام ثنائي. النجوم النابضة - اختصار لنجم راديو نابض - هي مصدر راديوي سريع الدوران ونوع من النجوم النيوترونية. النجوم النابضة تم اكتشافه في عام 1967 بواسطة Joycelin Bell وكان يُطلق عليه في البداية LGM - الرجال الخضر الصغار- بسبب الإشعاع الكهرومغناطيسي المنتظم المنطلق من النجم النابض. جزء صغير من النجوم النابضة يصدر أشعة جاما فقط.

المجال العام | الصورة مجاملة من وكالة ناسا. المجال العام | الصورة مجاملة من وكالة ناسا.


يضيء زوج نجوم مجرة ​​درب التبانة النيوتروني الكوارث الكونية

زوج من النجوم النيوترونية الثنائية في مجرة ​​درب التبانة - تم اكتشافه قبل ثماني سنوات من خلال مسح نجمي تم تطويره في كورنيل - يمنح الباحثين مقعدًا في الصف الأول فيما يعتقدون أنه سيكون اندماجًا كارثيًا للنجوم في نهاية المطاف.

اكتشف عالمان فلكيان من جامعة كورنيل مع فريق دولي من العلماء أن كتل النجوم النيوترونية التي تدور حول بعضها البعض مختلفة بشكل لافت للنظر - بحيث عندما تندمج في النهاية ، ستنتج كتلتاهما مقذوفات أكثر مما كان متوقعًا.

قد يعطي زوج من النجوم النيوترونية الثنائية في مجرة ​​درب التبانة في هذا الرسم التوضيحي للباحثين نظرة ثاقبة لعمليات الاندماج الكارثية.

سيكون الاندماج مشابهًا لحدث النجوم النيوتروني الشهير لعام 2017 ، المسمى GW170817 ، الذي أنتج أول موجات ثقالية وضوء مرصود - وظهر موجة من الظواهر الكهرومغناطيسية.

بعبارة أخرى ، توفر النجوم النيوترونية الثنائية في مجرة ​​درب التبانة نموذجًا قريبًا من المنزل لفهم حدث 2017.

قال جيمس كوردس ، أستاذ جورج فيلدشتاين لعلم الفلك في كلية الآداب والعلوم والمؤلف المشارك لدراسة حول الاكتشاف: "الصلة هي أننا سنحصل على فرصة لرؤية هذا النوع من الثنائيات في مراحل نموها" . "راقب محليًا وافهم من بعيد."

نُشر عمل الفريق في 8 يوليو في مجلة Nature.

قال كوردس في الدراسة ، قاس علماء الفلك الراديوي كتل النجمين النيوترونيين في النجم النيوتروني الثنائي ، المسمى PSR J1913 + 1102 ، وخلصوا إلى أنهما غير متماثلين.

نتيجة لذلك ، يعتقد علماء الفلك أنه عندما يندمج هذا النجم النيوتروني الثنائي في حوالي نصف مليار سنة ، فإن قوى المد والجزر العنيفة سوف تمزق النجوم النيوترونية وتطلق الكثير من المواد أثناء إصدارها موجات الجاذبية.

إنهم يؤسسون هذه الفرضية على حدث أغسطس 2017 ، عندما رصد كاشفتا LIGO و Virgo موجات الجاذبية بصريًا ومن خلال التلسكوب الراديوي الذي كان على بعد 130 مليون سنة ضوئية. في آخر مراحل الدمج ، أطلق نجمان نيوترونيان موجات جاذبية غزيرة.

قال كوردس: "كان حدث الاندماج الذي تم اكتشافه في عام 2017 بمثابة حجر رشيد لعلم الفلك متعدد المرسال ، والذي يتضمن ملاحظات قياسية في أشعة جاما والأشعة السينية والنطاقات الضوئية والراديوية جنبًا إلى جنب مع موجات الجاذبية". "تميز الحدث الكارثي بمقذوفات أكثر مما كان متوقعًا ، مما سمح بإجراء دراسة مفصلة."

بالنسبة لعلماء الفلك الراديوي ، يعد فحص النجم الثنائي النيوتروني متعة احترافية.

قال المؤلف المشارك شامي تشاترجي ، باحث أول مشارك في علم الفلك: "نحن نراقب عملية التطور الثنائي بأكملها قبل وقت طويل من حدوث الاندماج". "هذا يمنحنا مقعدًا في الصف الأمامي في حي درب التبانة الخاص بنا."

تم اكتشاف النجم النيوتروني الثنائي سريع الدوران في عام 2012 بواسطة مصفوفة تغذية النطاق Pulsar Arecibo L-band (PALFA) ، بمسح في التلسكوب الراديوي في مرصد Arecibo ، بورتوريكو. بدأ كوردس برنامج PALFA في عام 2004 ، ويدير كورنيل بيانات PALFA من خلال مركز الحوسبة المتقدمة بالجامعة.

يبلغ حجم النجم النيوتروني الأكبر 1.62 ضعف كتلة شمسنا ، لكن كل هذه الكتلة تتناسب بإحكام مع كرة بحجم مدينة ، وفقًا لعلماء الفلك. يبلغ حجم النجم الأصغر حوالي 1.27 ضعف كتلة الشمس.

قال تشاترجي: "تسمح رؤية PSR J1913 + 1102 لعلماء الفلك بحساب الشكل الذي يجب أن تبدو عليه عمليات اندماج النجوم النيوترونية إذا كانت الكتل غير متكافئة". "يمكننا اكتشاف موجات الجاذبية وتحديد النجوم النيوترونية ومعرفة ما نبحث عنه في المجرات الأخرى."

المؤلفون الرئيسيون للورقة ، "النسب الكتلية غير المتكافئة لعمليات اندماج النجوم المزدوجة النيوترونية الساطعة ،" هم روبرت. فردمان ، جامعة إيست أنجليا ، نورويتش ، إنجلترا باولو فريري ، معهد ماكس بلانك لعلم الفلك الراديوي ، بون ، ألمانيا بينيتجي بيريرا ، مرصد أريسيبو ، ونيهان بول من جامعة وست فرجينيا.

قامت مؤسسة العلوم الوطنية بتمويل جزء كورنيل من البحث.


& # 9883 النجوم النيوترونية: النجوم النابضة والمغناطيسية وثنائيات الأشعة السينية

تتكون النجوم النيوترونية من انهيار قلب الجاذبية للنجوم الضخمة خلال مستعر أعظم من النوع الثاني. على هذا النحو ، فهي ميتة (متدهورة) لأنها لم تعد تولد الاندماج. تشمل الأنواع المختلفة:

PSR - بولسار. نجم نيوتروني سريع الدوران
PSR2 - نجم نابض مزدوج. نجمان نيوترونيان يدوران بسرعة يدوران حول بعضهما البعض
MSP - ملي ثانية نجم نابض. بولسار يدور أكثر من ألف مرة في الثانية
-HMXB - النجم الثنائي النابض بالأشعة السينية. نجم نابض لطيف الأشعة السينية مع رفيق نجمي
SGR - مغناطيسي. نجم نيوتروني ممغنط للغاية
غيغاواط - اندماج النجوم النيوترونية. يصطدم نجمان نيوترونيان مما يخلق موجات ثقالية هائلة

* = 1 كوكب ، ** = 2 كوكب ، *** = 3 كواكب تدور حول النجم النيوتروني

    1. النجم النيوتروني (النوع)
    2. كوكبة
    1. (PSR)
    1. (PSR2)
    1. (PSR *)
    1. (PSR *)
    1. (PSR)
    1. ()
    1. (HMXB)
    1. (LMXB)
    1. (PSR)
    1. (HMXB)
    1. (PSR)
    1. (GRP)
    1. (PSR)
    1. (PSR)
    1. (PSR)
    1. (PSR)
    1. (PSR)
    1. (IMXB)
    1. (غيغاواط)
    1. (PSR **)
    1. ()
    1. (PSR2)
    1. (HMXB)
    1. (PSR)
    1. (PSR2)
    1. (MSPB)
    1. (LMXB)
    1. (SGR)
    1. (PSRB *)
    1. (MSP *)
    1. (PSR)
    1. (PSR)
    1. (MSPT)
    1. (PSRB)
    1. ()
    1. (PSR)
    1. (PSR)
    1. (HMXB)
    1. (PSR ***)
    1. (PSR)

النجوم النيوترونية الشهيرة


سديم السلطعون بولسار



سديم فيلا بولسار



يد الله بولسار



بولسار الأرملة السوداء


شكل النجوم النيوترونية - علم الفلك

المادة العادية ، أو الأشياء التي يتكون منها كل ما حولنا ، تتكون إلى حد كبير من مساحة فارغة. حتى الصخرة هي في الغالب مساحة فارغة. هذا لأن المادة مصنوعة من الذرات. الذرة عبارة عن سحابة من الإلكترونات تدور حول نواة مكونة من البروتونات والنيوترونات.

تحتوي النواة على أكثر من 99.9٪ من كتلة الذرة ، ومع ذلك يبلغ قطرها 1/100000 من كتلة سحابة الإلكترون. تشغل الإلكترونات نفسها مساحة صغيرة ، لكن نمط مدارها يحدد حجم الذرة ، وهو بالتالي مساحة مفتوحة بنسبة 99.9999999999999٪!

ما نعتبره صلبًا بشكل مؤلم عندما نصطدم بصخرة هو حقًا هجاء من الإلكترونات التي تتحرك عبر الفضاء الفارغ بسرعة كبيرة بحيث لا يمكننا رؤية & # 151 أو الشعور & # 151 بالفراغ. كيف سيبدو الأمر إذا لم يكن فارغًا ، إذا تمكنا من سحق سحابة الإلكترون إلى حجم النواة؟ لنفترض أنه يمكننا توليد قوة قوية بما يكفي لسحق كل الفراغ من صخرة بحجم ملعب كرة قدم تقريبًا. سوف تنضغط الصخرة إلى حجم حبة الرمل وستظل تزن 4 ملايين طن!

تحدث هذه القوى المتطرفة في الطبيعة عندما ينهار الجزء المركزي من نجم ضخم ليشكل نجمًا نيوترونيًا. يتم سحق الذرات تمامًا ، ويتم تشويش الإلكترونات داخل البروتونات لتشكيل نجم يتكون بالكامل تقريبًا من النيوترونات. والنتيجة نجم صغير يشبه النواة العملاقة وليس له مساحة فارغة.

النجوم النيوترونية هي أجسام غريبة ورائعة. إنها تمثل حالة متطرفة من المادة التي يتوق الفيزيائيون إلى معرفة المزيد عنها. ومع ذلك ، حتى لو كان بإمكانك زيارة أحدها ، يُنصح برفض العرض.

سيؤدي مجال الجاذبية الشديد إلى سحب مركبتك الفضائية إلى أشلاء قبل أن تصل إلى السطح. الحقول المغناطيسية حول النجوم النيوترونية قوية للغاية أيضًا. تضغط القوى المغناطيسية على الذرات في شكل السيجار. حتى لو بقيت مركبتك الفضائية بحذر على بعد بضعة آلاف من الأميال فوق سطح النجم النيوتروني لتجنب مشاكل الحقول المغناطيسية والتثاقلية الشديدة ، فستظل تواجه خطرًا قاتلًا آخر.

إذا كان النجم النيوتروني يدور بسرعة ، كما هو الحال في معظم النجوم النيوترونية الشابة ، فإن الحقول المغناطيسية القوية جنبًا إلى جنب مع الدوران السريع تخلق مولدًا رائعًا يمكنه إنتاج اختلافات في الجهد الكهربي لمليارات الفولتات. هذه الفولتية ، التي تزيد بمقدار 30 مليون مرة عن تلك الخاصة بمسامير الصواعق ، تخلق عواصف ثلجية مميتة من الجسيمات عالية الطاقة.

تنتج هذه الجسيمات عالية الطاقة حزمًا من الإشعاع من الراديو عبر طاقات أشعة جاما. مثل شعاع المنارة الدوارة ، يمكن ملاحظة الإشعاع كمصدر نابض للإشعاع ، أو نجم نابض. رصد علماء الفلك الراديوي النجوم النابضة لأول مرة في عام 1967. ويوجد الآن ما يقرب من 1000 نجم نابض معروف. النجم النابض في سديم السرطان ، أحد أصغر النجوم النابضة وأكثرها نشاطًا ، لوحظ أنه ينبض في كل طول موجي تقريبًا & # 151 ؛ راديو ، ضوئي ، أشعة سينية ، وأشعة جاما. لوحظ أن بضع عشرات من النجوم النابضة تنبض في الأشعة السينية وستة منها تنبض في أشعة جاما.


توضح هذه الرسوم التوضيحية كيف يمكن لنجم نيوتروني سريع الدوران للغاية ، والذي تشكل من انهيار نجم ضخم جدًا ، أن ينتج مجالات مغناطيسية قوية بشكل لا يصدق. تُعرف هذه الأشياء باسم المغناطيسية.

النجوم المغناطيسية هي نجوم نيوترونية ذات مجالات مغناطيسية أكبر بحوالي كوادريليون مرة من المجال المغناطيسي للأرض. يُعتقد أن هذه الحقول المغناطيسية الرائعة تنتج عندما يتشكل نجم نيوتروني سريع الدوران للغاية عن طريق انهيار قلب نجم ضخم. عندما يتشكل نجم نيوتروني فإنه يتسبب في انفجار مستعر أعظم يطرد الطبقات الخارجية للنجم بسرعات عالية.

يؤدي المعدل المرتفع لدوران النجم النيوتروني إلى تكثيف المجال المغناطيسي الفائق القوة بالفعل إلى مستويات مغناطيسية. عندما تصبح القوى المغناطيسية قوية بما فيه الكفاية ، فإنها قد تتسبب في حدوث زلازل نجمية على سطح النجم النيوتروني مما ينتج عنه اندفاعات قوية من الأشعة السينية تسمى ومضات الأشعة السينية. قد تمثل هذه الأحداث نوعًا وسيطًا من انفجار المستعر الأعظم - أكثر نشاطًا من المستعرات الأعظمية العادية ، ولكنها أقل نشاطًا من المستعرات الأعظمية ، التي يُعتقد أنها مسؤولة عن انفجارات أشعة جاما. يمكن أن تحدث الانفجارات المغناطيسية أيضًا لمئات السنين بعد الانفجار الأولي.

أقوى مجال مغناطيسي ثابت يتم إنتاجه على الأرض في المختبر أكبر بحوالي مليون مرة من المجال المغناطيسي للأرض. أبعد من هذا الحد فإن المواد المغناطيسية العادية سوف تتفجر بفعل القوى المغناطيسية. فقط على النجم النيوتروني ، حيث تبلغ جاذبية الأرض أكثر من 100 مليار مرة ، يمكن للمادة أن تصمد أمام القوى المغناطيسية للنجم المغناطيسي ، وحتى هناك يمكن أن تتفكك قشرة النجم النيوتروني تحت الضغط.

مصدر القوة هو المجال المغناطيسي الذي يدور بسرعة ، لذلك تسمى هذه النجوم النابضة أحيانًا النجوم النابضة ذات الطاقة الدورانية ، لتمييزها عن نوع آخر من النجوم النابضة التي اكتشفها علماء الفلك بالأشعة السينية ، النجوم النابضة التي تعمل بالطاقة.


النجوم النابضة بالطاقة التراكمية

إذا كان النجم النيوتروني في مدار قريب حول نجم مصاحب عادي ، فيمكنه التقاط المادة المتدفقة بعيدًا عن هذا النجم. ستشكل هذه المادة الملتقطة قرصًا حول النجم النيوتروني والذي منه سوف يتدحرج لأسفل ويسقط ، أو ينضم إلى النجم النيوتروني.

ستكتسب المادة المتساقطة كمية هائلة من الطاقة أثناء تسارعها. سيتم إشعاع الكثير من هذه الطاقة بعيدًا في طاقات الأشعة السينية. يمكن أن يوجه المجال المغناطيسي للنجم النيوتروني المادة نحو الأقطاب المغناطيسية ، بحيث يتركز إطلاق الطاقة في عمود ، أو بقعة من المادة الساخنة. عندما يدور النجم النيوتروني ، تتحرك المنطقة الساخنة داخل وخارج الرؤية وتنتج نبضات الأشعة السينية.

إذا كان لديك متصفح يدعم جافا ، فيمكنك عرض الرسوم المتحركة ومناقشة النجوم النابضة للأشعة السينية.

يتم إنتاج النجوم النابضة التي تعمل بالطاقة التراكمية عن طريق تدفق المادة إلى النجم النيوتروني ، بينما تنتج النجوم النابضة التي تعمل بالطاقة الدورانية تدفقًا خارجيًا للمادة. (في بعض الحالات ، يمكن أن تكون المساهمة الكبيرة في انبعاث الأشعة السينية من أغطية قطبية يتم تسخينها بواسطة جسيمات "متدفقة"). بالنسبة للحالة الأخيرة ، فإن الدوران السريع مطلوب. بالنسبة للأول ، هناك حاجة إلى مصدر وفير للغاز المتسرب ، مثل النجم المرافق. (انظر الأنظمة النجمية الثنائية والمتعددة)

بعض من أقوى مصادر الأشعة السينية في مجرتنا تتراكم النجوم النيوترونية في أنظمة النجوم الثنائية. مع Chandra ، اكتشف علماء الفلك المئات من هذه الأجسام في مجرات أخرى أيضًا. تُظهر النجوم النيوترونية المتراكمة سلوكيات مختلفة يُعتقد أنها مرتبطة بتفاصيل كيفية سقوط المادة على النجم النيوتروني. بعضها ينبض بثبات ، وبعضها يهتز بطريقة شبه دورية ، وبعضها ينفجر بشكل متفجر ، وبعضها يقذف نفثات من جسيمات عالية الطاقة. إذا كان لديك متصفح يدعم جافا ، فيمكنك عرض الرسوم المتحركة ومناقشة النجوم النابضة للأشعة السينية.

يمكن أن ينتج الثقب الأسود في النظام الثنائي أيضًا مصدرًا يعمل بالطاقة التراكمية. نظرًا لأن الثقوب السوداء ليس لها سطح أو قطب مغناطيسي بالمعنى الطبيعي للكلمة ، فإنها لا تستطيع إنتاج نبضات أشعة سينية منتظمة ، على الرغم من أنها قد تومض.


اصطدام نجم نيوتروني بمنجم ذهب فلكي

في 17 أغسطس ، انتشرت موجات الجاذبية عبر النظام الشمسي ، وضغطت قليلاً وتمدد الفضاء الذي تحتله الأرض ، نتيجة تصادم كارثي لنجمين نيوترونيين مدمجين ولكن هائلين ، مما أدى إلى ما يسمى بانفجار & # 8220kilonova & # 8221 الذي زُرع البيئة المحلية بفيضان من العناصر الثقيلة تتراوح من الذهب والبلاتين إلى اليورانيوم وما بعده ، حسبما قال العلماء يوم الاثنين.

تم تشكيل النجمين النيوترونيين بحجم المدينة ، أحدهما كتلته 1.6 مرة كتلة الشمس والآخر بحوالي 1.1 مرة كتلة الأرض ونجم # 8217s ، في انفجارات سوبرنوفا بعد حوالي ملياري سنة من الانفجار العظيم في مجرة ​​130 مليون. سنوات ضوئية من الأرض.

تدور النجوم النيوترونية حول بعضها البعض في مدار متحلل ، وتحطمت أخيرًا معًا بسرعة الضوء تقريبًا ، مشعة موجات الجاذبية وسيول من الإشعاع الكهرومغناطيسي الذي وصل إلى الأرض في نفس اللحظة تقريبًا بعد 130 مليون سنة من الحقيقة.

كانت هذه هي المرة الأولى التي يمكن فيها ربط مصدر حدث موجة ثقالية بنظير مرئي ، مما يسمح للعلماء بدراسة آثار الاصطدام عبر الطيف الكهرومغناطيسي بأكمله ، من أشعة غاما عالية الطاقة إلى الأشعة السينية والضوء المرئي والأشعة تحت الحمراء والراديو.

& # 8220 ما يعنيه هذا بالنسبة لي يعادل الانتقال من النظر إلى صورة بالأبيض والأسود لبركان إلى الجلوس في فيلم IMAX ثلاثي الأبعاد الذي يظهر انفجار جبل. Vesuvius ، & # 8221 Laura Cadonati ، باحثة جورجيا للتكنولوجيا والمتحدثة باسم LIGO ، قالت للصحفيين في مؤتمر صحفي لمؤسسة العلوم الوطنية.

& # 8220 قالت إن المعلومات المجمعة لموجات الجاذبية والضوء أكبر من مجموع أجزائها & # 8221. & # 8220 من المعلومات المجمعة ، نتعلم أشياء جديدة عن الفيزياء ، وعن الكون ، وعن العناصر التي صنعنا منها. & # 8221

منجم ذهب فلكي من نوع ما. حرفيا.

لطالما تكهن العلماء النظريون بأن اندماجات النجوم النيوترونية يمكن أن تولد الطاقات الهائلة اللازمة لتجميع عناصر أثقل من الحديد. تخلق انفجارات المستعرات الأعظمية أيضًا عناصر ثقيلة ، لكن المستعرات الأعظمية وحدها لا يمكنها تفسير الوفرة الملحوظة من الذهب والبلاتين واليورانيوم والعناصر الثقيلة الأخرى.

يشير تحليل الضوء من حدث كيلونوفا في 17 أغسطس إلى أن اصطدام النجم النيوتروني في مجرة ​​تُعرف باسم NGC 4883 أدى ، في الواقع ، إلى تغذية البيئة المحلية بفيض من العناصر الثقيلة.

كشفت الملاحظات المجمعة & # 8220 التفاصيل التي & # 8217 التي لم نشهدها من قبل في أي حدث فلكي ، البصمات المباشرة لأثقل العناصر في الجدول الدوري & # 8212 الذهب والبلاتين وعناصر أخرى ، & # 8221 قال Edo Berger ، من جامعة هارفارد عالم الفلك الجامعي الذي قاد فريق المراقبين.

& # 8220 من خصائص الضوء المرئي والأشعة تحت الحمراء ، نستنتج أن الكتلة الإجمالية للعناصر الثقيلة الناتجة في هذا الحدث الفردي تبلغ 16000 ضعف كتلة الأرض ، & # 8221 قال. & # 8220 من هذه المادة ، نقدر أن كتلة الأرض حوالي 10 أضعاف كتلة الأرض من الذهب والبلاتين وحدهما. لذا تخيل هذا وأنت تنظر إلى مجوهراتك أو تستثمر في العقود الآجلة للذهب. & # 8221

تم الكشف عن موجات الجاذبية في الساعة 8:41 صباحًا في 17 أغسطس بواسطة مرصد مقياس التداخل الليزري لموجات الجاذبية أو LIGO ، والذي قام في عام 2015 بأول ملاحظة لدمج ثقبين أسودين & # 8212 وهو اكتشاف فاز بجائزة نوبل لعام 2017.

هذه المرة ، تم اتباع موجات الجاذبية في ثوانٍ من خلال الكشف عن أشعة جاما عالية الطاقة من قبل وكالة الفضاء الأوروبية وتلسكوب فيرمي الفضائي # 8217s. كان أول تأكيد مباشر على أن إشعاع الجاذبية ينتقل بسرعة الضوء.

في غضون الساعات القليلة التالية ، كان أكثر من 70 مرصدًا حول العالم ، إلى جانب سبعة أدوات فضائية ، يبحثون عن نظير بصري.

كان علماء الفلك من معهد كارنيجي للعلوم وجامعة كاليفورنيا في سانتا كروز أول من حدد التصادم باستخدام تلسكوب Swope الذي يبلغ طوله مترًا واحدًا في مرصد Cerro Las Campanas في تشيلي. لقد رصدوا اللون الأزرق اللامع & # 8220star & # 8221 في المجرة NGC 4883 في كوكبة Hydra.

إلى جانب الضوء المرئي ، اكتشف علماء الفلك بسرعة الأشعة تحت الحمراء ، وانبعاثات الأشعة فوق البنفسجية ، والأشعة السينية ، وموجات الراديو مع تلاشي الجسم من اللون الأزرق إلى الأحمر ، وجميع الإشارات المتوقعة من حدث كارثي مثل اندماج نجمين نيوترونيين.

& # 8220 لقد عرفنا الآن أخيرًا ما يحدث عندما تلتقي قوة لا يمكن إيقافها بجسم غير متحرك ، & # 8221 قال آندي هاول ، عالم فلك بجامعة كاليفورنيا سانتا باربرا. & # 8220 والجواب كيلونوفا. & # 8221

قال توني بيرو ، قائد فريق كارنيجي ، في بيان له & # 8220 ، إن القدرة على دراسة نفس الحدث مع كل من موجات الجاذبية والضوء هي ثورة حقيقية في علم الفلك. يمكننا الآن دراسة الكون بمسبارين مختلفين تمامًا ، مما يعلمنا أشياء لا يمكننا معرفتها أبدًا باستخدام أحدهما أو الآخر. & # 8221

اكتشف LIGO اندماجات متعددة للثقب الأسود ، لكن الثقوب السوداء ، بحكم تعريفها ، سوداء ، ولا تولد الضوء ولا يمكن رؤيتها مباشرة. توقع علماء الفلك أن اصطدام النجوم النيوترونية سيكون مرئيًا إذا عرف علماء الفلك أين ينظرون.

أدى الجمع بين LIGO & # 8217s للكشف عن موجات الجاذبية وكشف Fermi & # 8217s لأشعة جاما إلى تضييق نطاق البحث ومهد الطريق لتلسكوب Swope وغيره للعثور على الإبرة الكونية في كومة قش كونية مماثلة.

& # 8220 رأينا مصدرًا أزرقًا ساطعًا للضوء في مجرة ​​قريبة ، وهي المرة الأولى التي لوحظ فيها الحطام المتوهج من اندماج نجم نيوتروني ، & # 8221 عالم الفلك في كارنيجي جوش سيمون في بيان. & # 8220 لقد كانت بالتأكيد لحظة مثيرة. & # 8221

ثم استخدم عالم الفلك سيمون وكارنيجي بن شابي أجهزة الطيف المركبة على المرصد & # 8217s الضخمة التي يبلغ ارتفاعها 6.5 متر تلسكوبات ماجلان لتحليل الضوء.

& # 8220 بينما تابعنا وهج الانفجار خلال الأسابيع القليلة المقبلة ، أظهر بعض الخصائص الرئيسية للانحلال الإشعاعي لهذه العناصر الثقيلة ، & # 8221 قالت ماريا دروت ، باحثة كارنيجي التي ساعدت في توجيه البحث. & # 8220 يشير هذا بقوة إلى أن هذه العناصر تم تصنيعها بعد الاندماج ، مما أدى إلى حل لغز عمره 70 عامًا. & # 8221

سؤال واحد لم تتم الإجابة عليه بعد: ما نوع الجسم المتبقي بعد اندماج النجمين النيوترونيين؟

& # 8220 هناك بعض العلامات ، وبعض الملاحظات التي تم إجراؤها والتي تشير إلى أنه يجب أن يكون ثقبًا أسود ، & # 8221 قال David Shoemaker ، المتحدث الرئيسي في LIGO & # 8217s. & # 8220 ولكن من حيث كتلته وجميع بيانات موجات الجاذبية ، يمكن أن يكون إما أحد أثقل النجوم النيوترونية التي & # 8217s على الإطلاق أو أحد الثقوب السوداء الأخف وزناً التي & # 8217s على الإطلاق. & # 8221

تعتقد إليونورا تورجا من مركز جودارد لرحلات الفضاء التابع لناسا ورقم 8217 أن بيانات الأشعة السينية تظهر أن الثقب الأسود هو النتيجة الأكثر ترجيحًا.

& # 8220 على الأرجح ، أدى اصطدام نجمين نيوترونيين إلى ثقب أسود جديد ، & # 8221 قالت. & # 8220 وأطلق هذا الثقب الأسود نفاثًا عالي السرعة من الطاقة والمادة. كانت هذه الطائرة تحمل نفس كمية الطاقة التي تشعها شمسنا على مدى ملايين السنين ، وكانت تتوسع بسرعة تقترب من سرعة الضوء. & # 8221

تمثل النجوم النيوترونية واحدة من ثلاث نتائج محتملة عندما تتقدم النجوم في العمر وتستنفد وقودها النووي وتتلاشى أو تنفجر.

تبقى النجوم مثل الشمس مستقرة ، في حالة توازن هيدروستاتيكي ، من خلال موازنة الضغط الخارجي الناتج عن الاندماج النووي في القلب مع الجاذبية الداخلية. عندما ينفد الوقود النووي من النجم ، يتوقف الاندماج في اللب ، وتسيطر الجاذبية ، وتنهار الطبقات الخارجية للنجم في الفضاء.

بالنسبة للنجوم مثل الشمس & # 8212 وأكثر من 90 في المائة من النجوم في مجرة ​​درب التبانة & # 8212 ، يتم إيقاف الانهيار الأساسي من خلال تأثير كمي يُعرف باسم ضغط تنكس الإلكترون ، ينتج عندما يتم ضغط الإلكترونات معًا بشكل وثيق كما هو مسموح به في المادة العادية . والنتيجة هي قزم أبيض ، بقايا نجمية باردة ببطء تصل كتلته إلى 1.44 مرة كتلة الشمس وكتلة # 8217s في جسم بحجم كوكب صغير.

بالنسبة للنجوم الأكبر حجمًا ، لا يكفي انحلال الإلكترون لوقف انهيار النواة عند نفاد الوقود. Instead, gravity squeezes the core to the point where electrons merge with protons to form a neutron star, a bizarre city-size body just a few miles across with a mass of two to three times that of the sun.

“Neutron stars are the hardest things in the universe, harder than a cue ball, harder than diamond, and we really wanted to see what would happen if you smashed two of them together at near the speed of light,” said Howell.

“Neutron stars are like a giant atomic nucleus, only one 10 miles in diameter and composed entirely of neutrons. So this is like a cosmic scale atom smasher at energies far beyond what humans will ever be capable of building.”

For collapsing stars with even more massive cores, gravity overcomes even the neutron degeneracy pressure that otherwise would create a neutron star. The doomed sun becomes a black hole with many times the mass of the sun concentrated in what amounts to an invisible gravitational sinkhole.

Gravitational wave astronomy offers a powerful new way to study such high-energy events.

Einstein predicted the existence of gravitational waves in 1916 in his general theory of relativity. The equations indicated that massive bodies under acceleration, like two merging black holes, neutron stars or the collapsing cores of huge stars in the death throes of supernova explosions, would radiate gravitational energy in the form of waves distorting the fabric of spacetime.

The LIGO observatory features two stations, one in Washington and the other in Louisiana, that each feature a pair of 2.5-mile-long vacuum tubes arranged in an L shape in which precisely tuned laser beams flash back and forth between multiple mirrors. A gravitational wave stretches space in one direction and compress it in a perpendicular direction.

The effects on local space are infinitesimal, making detection a high-technology challenge and a feat Einstein could never have imagined. The LIGO equipment is sensitive enough to measure changes in the distance traveled by the laser beams to less than the width of a proton.

On Sept. 14, 2015, LIGO recorded gravitational radiation for the first time. Analyzing the data, scientists realized they had the tell-tale signature of two black holes merging. The discovery was announced the following February.


How colliding neutron stars could shed light on universal mysteries

An important breakthrough in how we can understand dead star collisions and the expansion of the Universe has been made by an international team, led by the University of East Anglia.They have discovered an unusual pulsar - one of deep space's magnetized spinning neutron-star 'lighthouses' that emits highly focused radio waves from its magnetic poles. The newly discovered pulsar (known as PSR J1913+1102) is part of a binary system - which means that it is locked in a fiercely tight orbit with another neutron star. Neutron stars are the dead stellar remnants of a supernova. They are made up of the most dense matter known - packing hundreds of thousands of times the Earth's mass into a sphere the size of a city. In around half a billion years the two neutron stars will collide, releasing astonishing amounts of energy in the form of gravitational waves and light. But the newly discovered pulsar is unusual because the masses of its two neutron stars are quite different - with one far larger than the other.This asymmetric system gives scientists confidence that double neutron star mergers will provide vital clues about unsolved mysteries in astrophysics - including a more accurate determination of the expansion rate of the Universe, known as the Hubble constant.The discovery, published in the journal Nature, was made using the Arecibo radio telescope in Puerto Rico. Credit: Arecibo Observatory/University of Central Florida - William Gonzalez and Andy Torres.

An important breakthrough in how we can understand dead star collisions and the expansion of the Universe has been made by an international team, led by the University of East Anglia.

They have discovered an unusual pulsar—one of deep space's magnetized spinning neutron-star 'lighthouses' that emits highly focused radio waves from its magnetic poles.

The newly discovered pulsar (known as PSR J1913+1102) is part of a binary system—which means that it is locked in a fiercely tight orbit with another neutron star.

Neutron stars are the dead stellar remnants of a supernova. They are made up of the most dense matter known—packing hundreds of thousands of times the Earth's mass into a sphere the size of a city.

In around half a billion years the two neutron stars will collide, releasing astonishing amounts of energy in the form of gravitational waves and light.

But the newly discovered pulsar is unusual because the masses of its two neutron stars are quite different—with one far larger than the other.

This asymmetric system gives scientists confidence that double neutron star mergers will provide vital clues about unsolved mysteries in astrophysics—including a more accurate determination of the expansion rate of the Universe, known as the Hubble constant.

The discovery, published today in the journal طبيعة, was made using the Arecibo radio telescope in Puerto Rico.

Lead researcher Dr. Robert Ferdman, from UEA's School of Physics, said: "Back in 2017, scientists at the Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) first detected the merger of two neutron stars.

"The event caused gravitational-wave ripples through the fabric of space time, as predicted by Albert Einstein over a century ago."

Known as GW170817, this spectacular event was also seen with traditional telescopes at observatories around the world, which identified its location in a distant galaxy, 130 million light years from our own Milky Way.

Dr. Ferdman said: "It confirmed that the phenomenon of short gamma-ray bursts was due to the merger of two neutron stars. And these are now thought to be the factories that produce most of the heaviest elements in the Universe, such as gold."

The power released during the fraction of a second when two neutron stars merge is enormous—estimated to be tens of times larger than all stars in the Universe combined.

So the GW170817 event was not surprising. But the enormous amount of matter ejected from the merger and its brightness was an unexpected mystery.

Dr. Ferdman said: "Most theories about this event assumed that neutron stars locked in binary systems are very similar in mass.

"Our new discovery changes these assumptions. We have uncovered a binary system containing two neutron stars with very different masses.

"These stars will collide and merge in around 470 million years, which seems like a long time, but it is only a small fraction of the age of the Universe.

"Because one neutron star is significantly larger, its gravitational influence will distort the shape of its companion star—stripping away large amounts of matter just before they actually merge, and potentially disrupting it altogether.

"This 'tidal disruption' ejects a larger amount of hot material than expected for equal-mass binary systems, resulting in a more powerful emission.

"Although GW170817 can be explained by other theories, we can confirm that a parent system of neutron stars with significantly different masses, similar to the PSR J1913+1102 system, is a very plausible explanation.

"Perhaps more importantly, the discovery highlights that there are many more of these systems out there—making up more than one in 10 merging double neutron star binaries."

Co-author Dr. Paulo Freire from the Max Planck Institute for Radio Astronomy in Bonn, Germany, said: "Such a disruption would allow astrophysicists to gain important new clues about the exotic matter that makes up the interiors of these extreme, dense objects.

"This matter is still a major mystery—it's so dense that scientists still don't know what it is actually made of. These densities are far beyond what we can reproduce in Earth-based laboratories."

The disruption of the lighter neutron star would also enhance the brightness of the material ejected by the merger. This means that along with gravitational-wave detectors such as the US-based LIGO and the Europe-based Virgo detector, scientists will also be able to observe them with conventional telescopes.

Dr. Ferdman said: "Excitingly, this may also allow for a completely independent measurement of the Hubble constant—the rate at which the Universe is expanding. The two main methods for doing this are currently at odds with each other, so this is a crucial way to break the deadlock and understand in more detail how the Universe evolved."

"Asymmetric mass ratios for bright double neutron-star mergers" is published in the journal طبيعة on July 8, 2020.


Glitch in neutron star reveals its hidden secrets

Neutron stars are not only the most dense objects in the Universe, but they rotate very fast and regularly.

Occasionally these neutron stars start to spin faster, caused by portions of the inside of the star moving outwards. It's called a "glitch" and it provides astronomers a brief insight into what lies within these mysterious objects.

In a paper published today in the journal, علم الفلك الطبيعي, a team from Monash University, the ARC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery (OzGrav), McGill University in Canada, and the University of Tasmania, studied the Vela Pulsar, a neutron star in the southern sky, that is 1,000 light years away.

According to the paper's first author, Dr Greg Ashton, from the Monash School of Physics and Astronomy, and a member of OzGrav, Vela is famous -- not only because only 5% of pulsars are known to glitch but also because Vela "glitches" about once every three years, making it a favourite of "glitch hunters" like Dr Ashton and his colleague, Dr Paul Lasky, also from Monash and OzGrav.

By reanalysing data from observations of the Vela glitch in 2016 taken by co-author Dr Jim Palfreyman from the University of Tasmania, Dr Ashton and his team found that during the glitch the star actually started spinning even faster, before relaxing down to a final state.

According to Dr Lasky, an ARC Future Fellow also from the Monash School of Physics and Astronomy, and a member of OzGrav this observation (done at the Mount Pleasant Observatory in Tasmania) is particularly important because, for the first time, the scientists got a glimpse into the interior of the star -- revealing that the inside of the star actually has three different components.

"One of these components, a soup of superfluid 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," Dr Lasky said.

"But then, a second soup of superfluid that moves in the core catches up to the first causing the spin of the star to slow back down.

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," he said.

One such prediction of the overshoot came from study co-author Dr Vanessa Graber from McGill University, who visited the Monash team as an OzGrav international visitor earlier this year.

Another observation, according to Dr Ashton, defies explanation.

"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.

"It could be related to the cause of the glitch, but we're honestly not sure," he said adding that he suspects this new paper to inspire some new theories on neutron stars and glitches.


شاهد الفيديو: Krijgen we herstel in de vorm van een V, W of U? Of wordt het L. (قد 2022).