الفلك

هل تدور كل النجوم النيوترونية؟

هل تدور كل 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.

أعلم أن بعضها من النجوم النابضة والنجوم النابضة تدور بسرعة كبيرة ، لكن هل تدور كل النجوم النيوترونية؟ أعتقد أنهم سيفعلون ذلك بسبب الحفاظ على الزخم ، لكنني حقًا لست متأكدًا.


أعتقد أنه من الآمن تمامًا أن نقول إن جميع النجوم النيوترونية تدور.

يضمن الحفاظ على الزخم الزاوي أنه عندما ينهار من نواة نجمية ضخمة بحجم الأرض (تقريبًا) ، إلى شيء نصف قطره 10 كيلومترات ، تزداد سرعتها الزاوية تقريبًا مع مربع الانخفاض في نصف قطرها (أي عامل $ sim 4 times 10 ^ 5 $. وهكذا ، حتى لو كان للنجم النجمي أدنى دوران من البداية ، فإن النجم النيوتروني سوف يدور بسرعة كبيرة بالفعل.

يبدو أن النجوم النابضة الصغيرة تولد بفترات دوران تتراوح من حوالي 0.01 ثانية إلى ثانية أو نحو ذلك. ثم يفقدون الزخم الزاوي مع تقدمهم في السن.

تكمن صعوبة الإجابة على سؤالك دون أي لبس في أنه بمجرد أن تدور النجوم النيوترونية إلى فترات أطول من 1-10 ثوانٍ أو نحو ذلك (اعتمادًا على قوة المجال المغناطيسي للنبض - انظر الصورة أدناه من Wang et al. 2011) ثم آلية النجم النابض ينطفئ النجم النيوتروني ويصبح غير مرئي لجميع المقاصد والأغراض (ما يسمى بـ "خط الموت النابض" Zhang 2003).

من المتوقع أن يستمر الدوران لأسفل ، حتى بعد توقف النجم النابض ، لكن معدل الدوران نفسه يعتمد على سرعة الدوران ، لذلك لن يتوقف النجم النيوتروني أبدًا ، حتى بعد عشرات المليارات من السنين.


أود أن أقول إن كل جسم نجمي يدور. إنه يأتي من عملية التراكم التي لا يمكن أن تكون شعاعية بحتة.

حتى لو حصلت على فرصة غير محتملة أن يتلقى جسم نجمي القوى المناسبة لإيقاف الدوران في المكان الذي تنظر إليه منه ، في المرة القادمة التي يتم فيها تطبيق قوة صغيرة عليه ، سيبدأ في الدوران مرة أخرى (حتى ببطء شديد).


طالب فيزياء ينال استحسانًا بسبب نظرية جديدة تدور حول النجم النيوتروني

باسادينا - عندما تبدأ مهنة في علم الكونيات ، فمن المناسب فقط أن تبدأ بضجة كبيرة.

هذا ما سيفعله بن أوين الآن بعد أن حصل على الدكتوراه في الفيزياء من معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا. لم يقتصر الأمر على فوز أوين بجائزة كلاوزر السنوية لأفضل أطروحة من معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا في حفل بدء 12 يونيو ، بل كان عمله أيضًا موضوعًا لندوة دولية. في سبتمبر ، سافر إلى ألمانيا للحصول على وظيفة جديدة في معهد ألبرت أينشتاين (حيث عُقدت الندوة) كباحث ما بعد الدكتوراه.

سبب إثارة أطروحة أوين الكثير من الاهتمام هو أنها تحل سؤالًا مزعجًا عمره عقود في الفيزياء الفلكية ويفتح آفاقًا لأسئلة جديدة.

على وجه الخصوص ، يوضح الفصل الخامس من كتابه & quotGravitational Waves from Compact Objects & quot سبب كون النجوم النيوترونية الشابة تدور ببطء. يتنبأ البحث في الفصل الخامس ، والذي تم إجراؤه مع لي ليندبلوم وشارون مورسينك ، أن النجوم النيوترونية حديثة الولادة التي تدور بسرعة ستنبض بعنف ، مما يؤدي إلى التخلص من طاقتها الدورانية على شكل موجات جاذبية. يظهر العمل في عدد 1 يونيو من مجلة Physical Review Letters.

سيتم اختبار النظرية الجديدة لأوين وزملائه بشكل تجريبي في غضون بضع سنوات ، بعد أن أصبح مرصد مقياس التداخل الليزري لموجات الجاذبية (LIGO) على الإنترنت.

النجوم النيوترونية هي أجسام مضغوطة للغاية حول كتلة الشمس ، معبأة في كرة قطرها حوالي 15 ميلاً. تتشكل عادة في انفجارات السوبرنوفا للنجوم الضخمة.

نظرًا لأن اندماج العناصر الأخف في النجم قد توقف ، فإن المادة المتبقية بعد الانفجار تلتصق ببعضها البعض عن كثب بحيث تندمج الإلكترونات والبروتونات في معظم ذراتها معًا لتكوين النيوترونات و mdas ومن ثم الاسم.

النجوم النيوترونية ليست مضغوطة مثل الثقوب السوداء ، وهي مناطق كثيفة لدرجة أنه لا يمكن حتى للضوء الهروب منها. لكن النجوم النيوترونية لا تزال مضغوطة بدرجة كافية لتوليد بعض التأثيرات الغريبة. إذا هبط رائد فضاء على نجم نيوتروني ، على سبيل المثال ، فسيتم تشويهه هو وسفنته الفضائية بفعل الجاذبية إلى طبقة متساوية تتكون من بضع ذرات فقط على سطح النجم بالكامل.

أيضًا ، النجوم النيوترونية جديرة بالملاحظة لميلها إلى الدوران كالمجانين. يستنتج علماء الفلك على الأرض هذا الدوران من إشارة وميض ومثل في إشارات الراديو أو أحيانًا حتى في وميض شديد في الضوء المرئي. استنادًا إلى معدل الوميض ، يعرف المراقبون أن هذه النجوم النيوترونية المعينة و [مدشكن] معروفة باسم النجوم النابضة و [مدشكان] تدور بسرعة تصل إلى 600 مرة في الثانية.

ولكن هذا هو المكان الذي يأتي فيه الجدل وحيث تثير أطروحة أوين الكثير من الاهتمام. استنادًا إلى قوانين الفيزياء النيوتونية ، لا يوجد سبب مقنع يجعل نجمًا عاديًا يدور ببطء & # 39t يسرع إلى أسرع معدل دوران ممكن بمجرد أن يتحول إلى مستعر أعظم ثم ينهار إلى نجم نيوتروني.

يمكن رؤية نفس التأثير في متزلج على الجليد يسحب ذراعيها للدوران بشكل أسرع أثناء الدوران.

لكن كل النجوم النيوترونية الفتية التي لاحظها علماء الفلك تدور بمعدل 120 دورة في الثانية أو أقل ، وعامل مدشا يبلغ خمسة أبطأ من أسرع نجم نابض معروف ، وهو قديم جدًا ويُعتقد أنه تم لفه بعد فترة طويلة من المستعر الأعظم بواسطة آليات أخرى.

نظرية أوين هي أن نوعًا من دوران السوائل يحدث على النجوم النيوترونية مما يخلق نوعًا من السحب في الزمكان. تسمى هذه الحركات & quotr-mode & quot لأنها تدين بوجودها للدوران ، وهي تشبه إلى حد كبير دوامات المحيط التي تحرك التيارات في حركات دائرية على الأرض.

ما أظهرته أطروحة أوين هو أن أنماط r لنجم نيوتروني سريع الدوران تصدر بقوة موجات ثقالية. يتسبب تأثير السحب ، الناجم عن خروج موجات الجاذبية من النجم ، في نمو أنماط r عندما تموت عادةً بسبب الاحتكاك الداخلي الموجود في النجوم النيوترونية الشابة. في هذه العملية ، يجبر هذا النجم النيوتروني الدوار على التباطؤ.

وهكذا ، يمكن للنجوم النيوترونية التي تم إنشاؤها حديثًا أن تبدأ حياتها في الدوران بسرعة كبيرة ، ولكنها تتباطأ بسرعة بسبب أنماط r المتنامية. النجوم النيوترونية القديمة لديها احتكاك أقوى بكثير ويمكن نسجها مرة أخرى بواسطة عمليات أخرى.

يقول أوين إن الطرق القياسية المعروفة حاليًا تقول إن هذه التيارات يمكن أن تنمو بشكل كبير جدًا.

يوضح أن حجم أوضاع r هو المفتاح. يُظهر عمله أنه إذا كان النمط r كبيرًا جدًا لدرجة أنه يقذف المواد فعليًا من قطب إلى آخر ، يجب أن يتباطأ النجم النيوتروني إلى عُشر معدل دورانه الأصلي في غضون عام. هذا ، في الواقع ، يتوافق مع معدلات الدوران التي تظهر في النجوم النابضة الحالية.

يقول أوين إن التأثير لهزيمة ذاتية. تستمر أوضاع r عن طريق موجات الجاذبية ، والتي تكون أقوى عندما تنبعث من النجوم التي تدور بسرعة. لكن موجات الجاذبية التي تترك النجم تتسبب في دورانه لأسفل ، مما يجعل الموجات أضعف ، وهذا بدوره يعني أن هناك طاقة أقل للحفاظ على استمرار أنماط r. لذا فإن النجم النيوتروني يصل في النهاية إلى التوازن.

& quot؛ إذا أصبحت أوضاع r كبيرة جدًا ، فإنها & # 39 ستبدأ في إشعاع الكثير من الطاقة على شكل موجات جاذبية ، كما يقول أوين. & quot لكن يمكنهم & # 39t فعل ذلك إلى الأبد ، لأن الطاقة الدورانية التي يشعونها هي ما يبقيهم على قيد الحياة في المقام الأول. & quot

يوضح أوين أنه على مدار عام ، يجب أن يتم نسج أي نجم نابض تقريبًا بمعدل دوران أقل بكثير من الحد الأقصى لنيوتن.

يعتبر عمل Owen & # 39 نظريًا بحتًا في هذه المرحلة ، ولكن يمكن اختباره عند تشغيل LIGO. تم تصميم LIGO ، وهو مشروع تعاوني بين معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا ومعهد ماساتشوستس للتكنولوجيا مع كاشفين مزدوجين في جنوب لويزيانا ووسط واشنطن ، للكشف عن موجات الجاذبية ودراستها التفصيلية.

إذا انفجر مستعر أعظم في جوارنا الكوني ، على سبيل المثال ، في غضون 60 مليون سنة ضوئية ، يجب أن يكون ليجو قادرًا على اكتشاف موجات الجاذبية التي يتم إلقاؤها باتجاه الأرض. وإذا تغيرت الموجات بالمعدل المتوقع على مدار عام ، فسيتم إثبات عمل أوين النظري من خلال الملاحظة.

& quot؛ يجب أن تنفجر العديد من المستعرات الأعظمية كل عام على مسافة قريبة بما يكفي لكي يكتشف LIGO الموجات ، & quot؛ يقول. & quot لذا عند حدوث مستعر أعظم ، يجب أن نرى أولًا الموجات تبدأ بشكل مفاجئ للغاية بمعدل يصل إلى 1000 دورة في الثانية ، ثم ندق بسرعة نحو 100 إلى 200 دورة في الثانية على مدار عام. & quot

يثير عمل أوين وليندبلوم ومورسينك مشهدًا لأسئلة جديدة ، والتي يناضل الآن علماء الكونيات ومجربو موجات الجاذبية في جميع أنحاء العالم. ما هو حجم الخفقان في نجم نيوتروني شاب ، وما الذي يحد من نموه؟ هل يستطيع مجربو LIGO إعادة تصميم برامج الكمبيوتر الخاصة بهم للعثور على موجات أوين المتوقعة في عدد كبير من البيانات في LIGO؟ ما هي الأنواع الأخرى من النجوم التي ستتعثر بشدة ، مثل النجوم النيوترونية الوليدة أوين ، وما الذي سيفعله هذا الانهيار بها ، وهل يمكن ضبط LIGO للعثور على موجات الجاذبية الخاصة بها؟

كان مشرف أطروحة أوين في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا هو كيب ثورن ، وهو فيزيائي نظري مشهور ومؤلف الكتاب الشهير Black Holes and Time Warps: Einstein & # 39s Outrageous Legacy.


اسأل إيثان: كيف يؤثر الدوران على شكل النجوم النابضة؟

النجم النيوتروني هو أحد أكثر مجموعات المادة كثافة في الكون ، ولكن يوجد الجزء العلوي منه. [+] الحد من كتلتها. تجاوزه ، وسوف ينهار النجم النيوتروني أكثر ليشكل ثقبًا أسود.

هناك عدد قليل جدًا من الأشياء في الكون التي لا تزال قائمة تقريبًا ، وكل شيء نعرفه يدور بطريقة ما. كل قمر وكوكب ونجم نعرفه يدور على محوره الخاص ، مما يعني أنه لا يوجد شيء مثل المجال المثالي حقًا في واقعنا المادي. عندما يدور كائن في التوازن الهيدروستاتيكي ، فإنه ينتفخ عند خط الاستواء أثناء الضغط عند القطبين. يبلغ طول أرضنا 26 ميلاً (42 كم) إضافية على طول محورها الاستوائي عن محورها القطبي بسبب دورانها مرة واحدة في اليوم ، وهناك العديد من الأشياء التي تدور بسرعة أكبر. ماذا عن الأشياء التي تدور بأسرع ما يمكن؟ هذا ما يريد مؤيدنا في Patreon Jason McCampbell معرفته:

[S] النجوم النابضة لها معدلات دوران لا تصدق. إلى أي مدى يؤدي هذا إلى تشويه الكائن ، وهل يسقط المواد بهذه الطريقة أم أن الجاذبية لا تزال قادرة على ربط كل المواد بالجسم؟

هناك حد لمدى سرعة دوران أي شيء ، وعلى الرغم من أن النجوم النابضة ليست استثناءً ، فإن بعضها استثنائي حقًا.

نجم الشلال النابض ، مثل كل النجوم النابضة ، هو مثال لجثة نجم نيوتروني. الغاز والمادة. [+] محيطها شائع جدًا وقادر على توفير الوقود للسلوك النابض لهذه النجوم النيوترونية.

تمتلك النجوم النابضة ، أو النجوم النيوترونية الدوارة ، بعضًا من أكثر الخصائص التي لا تصدق لأي جسم في الكون. تشكلت النجوم النيوترونية في أعقاب مستعر أعظم ، حيث ينهار اللب إلى كرة صلبة من النيوترونات تتجاوز كتلة الشمس ولكن قطرها بضعة كيلومترات فقط ، وهي الشكل الأكثر كثافة للمادة المعروفة على الإطلاق. على الرغم من تسميتها "بالنجوم النيوترونية" ، إلا أنها تتكون من 90٪ نيوترونات فقط ، لذلك عندما تدور ، تتحرك الجسيمات المشحونة التي تتكون منها بسرعة ، وتولد مجالًا مغناطيسيًا كبيرًا. عندما تدخل الجسيمات المحيطة في هذا المجال ، فإنها تتسارع ، مما ينتج عنه تدفق إشعاعي ينبعث من أقطاب النجم النيوتروني. وعندما يشير أحد هذين القطبين إلينا ، نرى "نبضة" النجم النابض.

يحتوي النجم النابض ، المصنوع من النيوترونات ، على غلاف خارجي من البروتونات والإلكترونات ، مما يؤدي إلى تكوين. [+] مجال مغناطيسي قوي للغاية تريليونات المرات من شمسنا على السطح. لاحظ أن محور الدوران والمحور المغناطيسي محاذيان إلى حد ما.

ميسيد من ويكيميديا ​​كومنز / روي سميتس

معظم النجوم النيوترونية لا تظهر لنا كنجوم نابضة ، لأن معظمها لا يتماشى مصادفة مع خط بصرنا. قد يكون الأمر أن جميع النجوم النيوترونية هي نجوم نابضة ، لكننا لا نرى سوى جزء صغير منها ينبض في الواقع. ومع ذلك ، توجد مجموعة كبيرة ومتنوعة من فترات الدوران الموجودة في النجوم النيوترونية الدوارة والتي يمكن ملاحظتها.

هذه الصورة لنواة Crab Nebula ، نجم شاب ضخم مات مؤخرًا بشكل مذهل. [+] انفجار مستعر أعظم ، يُظهر هذه التموجات المميزة بسبب وجود نجم نيوتروني نابض وسريع الدوران: نجم نابض. هذا النجم النابض الذي يبلغ من العمر 1000 عام فقط ، والذي يدور 30 ​​مرة في الثانية ، هو نموذجي للنجوم النابضة العادية.

النجوم النابضة العادية ، التي تضم الغالبية العظمى من النجوم النابضة الصغيرة ، تستغرق ما بين بضع مئات من الثانية إلى بضع ثوانٍ لتقوم بدوران كامل ، بينما النجوم النابضة الأقدم والأسرع "ملي ثانية" تدور بشكل أسرع. أسرع نجم نابض معروف يدور 766 مرة في الثانية ، في حين أن أبطأ نجم تم اكتشافه على الإطلاق ، في مركز بقايا سوبر نوفا RCW 103 عمرها 2000 عام ، يستغرق 6.7 ساعة لإحداث دوران كامل حول محوره.

النجم النيوتروني الذي يدور ببطء شديد في قلب بقايا المستعر الأعظم RCW 103 هو أيضًا. [+] نجم مغناطيسي. في عام 2016 ، أكدت بيانات جديدة من مجموعة متنوعة من الأقمار الصناعية أن هذا هو أبطأ نجم نيوتروني تم العثور عليه على الإطلاق.

الأشعة السينية: NASA / CXC / University of Amsterdam / N.Rea et al Optical: DSS

قبل عامين ، كانت هناك قصة كاذبة تدور حول أن نجمًا يدور ببطء أصبح الآن أكثر الأشياء الكروية المعروفة للبشرية. من غير المرجح! في حين أن الشمس قريبة جدًا من الكرة المثالية ، فهي أطول بـ 10 كيلومترات فقط في مستواها الاستوائي من الاتجاه القطبي (أو 0.0007٪ فقط بعيدًا عن الكرة المثالية) ، فإن هذا النجم المقاس حديثًا ، KIC 11145123 ، هو أكثر من ضعف الحجم. عن الشمس ولكن فرقها لا يتجاوز 3 كيلومترات بين خط الاستواء والقطبين.

يختلف النجم الأبطأ الذي نعرفه ، Kepler / KIC 1145123 ، في قطبيه واستوائي. [+] أقطار بنسبة 0.0002٪ فقط. لكن النجوم النيوترونية يمكن أن تكون أكثر تملقًا بكثير.

Laurent Gizon et al / Mark A Garlick

في حين أن الانحراف بنسبة 0.0002٪ عن الكرة المثالية أمر جيد جدًا ، إلا أن النجم النيوتروني الأبطأ دورانًا ، والمعروف باسم 1E 1613 ، يجعلهم جميعًا يتفوقون. إذا كان قطرها حوالي 20 كيلومترًا ، فإن الفرق بين نصف القطر الاستوائي والقطبي هو تقريبًا نصف قطر بروتون واحد: أقل من واحد على تريليون من 1٪ تسطيح. هذا هو، إذا يمكننا أن نكون على يقين من أن الديناميات الدورانية للنجم النيوتروني هي التي تملي شكله.

لكن قد لا يكون هذا هو الحال ، وهذا مهم للغاية عندما ننظر إلى الجانب الآخر من العملة: إلى النجوم النيوترونية الأسرع دورانًا.

النجم النيوتروني صغير جدًا ومنخفض لمعانه الكلي ، لكنه حار جدًا ويستغرق وقتًا طويلاً. [+] ليبرد. إذا كانت عيناك جيدة بما فيه الكفاية ، فسترى أنها تلمع لملايين المرات من عمر الكون الحالي.

تتمتع النجوم النيوترونية بمجالات مغناطيسية قوية بشكل لا يصدق ، حيث تأتي النجوم النيوترونية العادية عند حوالي 100 مليار غاوس ومغناطيسي ، أقوى منها ، في مكان ما بين 100 تريليون و 1 كوادريليون غاوس. (للمقارنة ، يبلغ المجال المغناطيسي للأرض حوالي 0.6 غاوس.) بينما يعمل الدوران على تسطيح نجم نيوتروني إلى شكل يُعرف باسم كروي مفلطح ، يجب أن يكون للحقول المغناطيسية تأثير معاكس ، مما يؤدي إلى إطالة النجم النيوتروني على طول المحور الدوار إلى شكل يشبه كرة القدم يعرف باسم كروي متكثف.

شكل كروي مفلطح (L) وكروي متدلي (R) ، وهما شكلان مفلطحان أو ممدودان بشكل عام. [+] يمكن أن تصبح المجالات معتمدة على القوى المؤثرة عليها.

Ag2gaeh / ويكيميديا ​​كومنز

بسبب قيود الموجات الثقالية ، نحن على يقين من أن النجوم النيوترونية مشوهة بأقل من 10-100 سم من شكلها الناتج عن الدوران ، مما يعني أنها كروية تمامًا في حدود 0.0001٪ تقريبًا. لكن التشوهات الحقيقية يجب أن تكون أصغر بكثير. أسرع نجم نيوتروني يدور بتردد 766 هرتز ، أو في فترة 0.0013 ثانية فقط.

في حين أن هناك العديد من الطرق لمحاولة حساب التسطيح حتى لأسرع نجم نيوتروني ، بدون معادلة متفق عليها ، حتى هذا المعدل المذهل ، حيث يتحرك سطح خط الاستواء بنحو 16٪ من سرعة الضوء ، سيؤدي إلى تسطيح فقط 0.0000001٪ ، أعط أو خذ أمر حجم أو اثنين. وهذا ليس قريبًا من الهروب من السرعة ، كل شيء على سطح النجم النيوتروني موجود ليبقى.

في اللحظات الأخيرة من الاندماج ، لا يُصدر نجمان نيوترونيان موجات جاذبية فحسب ، بل يصدران أ. [+] انفجار كارثي يتردد صداه عبر الطيف الكهرومغناطيسي وعدد كبير من العناصر الثقيلة باتجاه النهاية العالية جدًا للجدول الدوري.

جامعة وارويك / مارك جارليك

ومع ذلك ، عندما اندمج نجمان نيوترونيان ، ربما يكون ذلك قد قدم المثال الأكثر تطرفًا لنجم نيوتروني دوار (ما بعد الاندماج) الذي واجهناه على الإطلاق. وفقًا لنظرياتنا القياسية ، يجب أن تكون هذه النجوم النيوترونية قد انهارت في ثقب أسود بعد كتلة معينة: حوالي 2.5 مرة كتلة الشمس. ولكن إذا كانت هذه النجوم النيوترونية تدور بسرعة ، فيمكنها البقاء في حالة النجم النيوتروني لبعض الوقت ، حتى يتم إشعاع طاقة كافية بعيدًا عبر موجات الجاذبية للوصول إلى عدم الاستقرار الحرج. يمكن أن يؤدي هذا إلى زيادة كتلة النجم النيوتروني المسموح به ، على الأقل مؤقتًا ، بما يصل إلى 10-20٪ إضافية.

عندما لاحظنا اندماج نجم نيوتروني مع نجم نيوتروني وموجات الجاذبية منه ، هذا بالضبط ما نعتقد أنه حدث.

إذن ، ما بعد الاندماج ، ما هو معدل دوران النجم النيوتروني؟ ما مدى تشوه شكله؟ وما أنواع موجات الجاذبية التي تنبعث منها النجوم النيوترونية بعد الاندماج بشكل عام؟

الطريقة التي سنصل بها إلى الإجابة تتضمن مزيجًا من فحص المزيد من الأحداث في مجموعة متنوعة من نطاقات الكتلة: أقل من كتلة مجمعة 2.5 كتلة شمسية (حيث يجب أن تحصل على نجم نيوتروني مستقر) ، بين 2.5 و 3 كتل شمسية (مثل الحدث الذي رأيناه ، حيث تحصل على نجم نيوتروني مؤقت يتحول إلى ثقب أسود) ، وفوق 3 كتل شمسية (حيث تذهب مباشرة إلى ثقب أسود) ، وقياس إشارات الضوء. سنتعلم أيضًا المزيد من خلال اللحاق بالمرحلة الملهمة بشكل أسرع ، والقدرة على الإشارة إلى المصدر المتوقع مسبقًا قبل الاندماج. نظرًا لأن LIGO / Virgo وكاشفات موجات الجاذبية الأخرى تأتي عبر الإنترنت وتصبح أكثر حساسية ، سنكون أفضل وأفضل في هذا الأمر.

رسم توضيحي للفنان لنجمين نيوترونيين مدمجين. أنظمة النجوم الثنائية النيوترونية ملهمة وتندمج. [+] أيضًا ، لكن أقرب زوج مداري وجدناه لن يندمج إلا بعد مرور ما يقرب من 100 مليون سنة. من المحتمل أن يجد LIGO العديد من الآخرين قبل ذلك.

NSF / LIGO / جامعة ولاية سونوما / أ. سيمونيت

حتى ذلك الحين ، اعلم أن النجوم النيوترونية ، على الرغم مما قد تعتقده من دورانها السريع ، جامدة للغاية بسبب كثافتها التي لا مثيل لها. حتى مع مجالاتهم المغناطيسية القوية ودوراتهم النسبية ، فمن المحتمل جدًا أن يكونوا مجالًا مثاليًا أكثر من أي شيء آخر اكتشفناه من قبل ، من الناحية الماكروسكوبية ، في الكون بأكمله. ما لم تتحول الجسيمات الفردية إلى كرات أكثر كمالا (وقد تكون كذلك) ، فإن النجوم النيوترونية ذات المجال الأبطأ والأقل مغناطيسية هي الأماكن للبحث عن أكثر الأجسام كروية والتي تحدث بشكل طبيعي على الإطلاق. بحلول الوقت الذي تصل فيه إلى نجم نيوتروني مستقر طويل العمر ، كل ما سيفعله بمرور الوقت هو تغيير معدل دورانه ببطء. كل شيء فيه ، بقدر ما نستطيع أن نقول ، هناك لتبقى.


هل تدور كل النجوم النيوترونية؟ - الفلك

كيف تتحول بعض النجوم النيوترونية إلى نجوم نابضة والبعض الآخر لا؟

للإجابة على هذا السؤال ، من الضروري فهم العلاقة بين النجوم النيوترونية والنجوم النابضة. يحتوي النجم النيوتروني على مجال مغناطيسي قوي جدًا (حوالي 10 12 جاوس مقارنة بحوالي 0.6 جاوس على الأرض) ويدور بسرعة كبيرة (حوالي 100 مرة في الثانية). علاوة على ذلك ، هناك عدد كبير من الجسيمات المشحونة في بيئة النجم النيوتروني ، بحيث يُصدر النجم النيوتروني دفعات من الإشعاع عبر الأقطاب المغناطيسية. قد تدرك أن القطب المغناطيسي والقطب الجغرافي (محور الدوران) لا يتطابقان في الأرض. وبالمثل ، فهي لا تتطابق في العديد من النجوم النيوترونية. لذلك ، عندما يدور النجم النيوتروني ، تنجرف حزم الإشعاع حول محور الدوران. إذا استلقينا في مسار الشعاع ، فإننا نرى نجمًا نابضًا. في كثير من الحالات ، لا تقع الأرض في مسار الشعاع ، ولذا فإننا لا نرى نجمًا نابضًا.

تحرير بواسطة مايكل لام في 29 أغسطس 2015: نحن نعلم الآن أنه ليست كل النجوم النيوترونية ، حتى تلك التي يمكننا رؤيتها لأن شعاعًا يمر عبر خط بصرنا ، هي النجوم النابضة. يُعرف بعضها باسم المغناطيسات ، مع وجود مجالات مغناطيسية أكثر قوة. يتم تشغيل الحزمة الراديوية بواسطة اضمحلال هذا المجال المغناطيسي بدلاً من تباطؤ دوران النجم النابض. من غير المعروف بالضبط لماذا ينتج عن بعض المستعرات الأعظمية النجوم النابضة وبعضها ينتج عنه نجوم مغناطيسية.

عن المؤلف

جاغاديب دي بانديان

Jagadheep بنى مستقبلًا جديدًا لتلسكوب Arecibo الراديوي يعمل بين 6 و 8 جيجا هرتز. يدرس 6.7 جيجا هرتز مايزرات الميثانول في مجرتنا. تحدث هذه الموجات في المواقع التي تولد فيها النجوم الضخمة. حصل على درجة الدكتوراه من جامعة كورنيل في يناير 2007 وكان زميلًا لما بعد الدكتوراه في معهد ماكس بلانك لعلم الفلك الراديوي في ألمانيا. بعد ذلك ، عمل في معهد علم الفلك بجامعة هاواي كزميل لما بعد الدكتوراة في ما بعد المليمتر. جاغاديب هو حاليا في المعهد الهندي لعلوم وتكنولوجيا الفضاء.


ولادة نجم نيوتروني

الحديد هو الرماد النووي. ليس لديها طاقة لتعطيها ولا يمكن دمجها. يتوقف الاندماج فجأة وينتهي التوازن. بدون الضغط الخارجي من الاندماج ، يتم سحق اللب بفعل الوزن الهائل للنجم فوقه.

ما يحدث الآن رائع ومخيف.

الجسيمات مثل الإلكترونات والبروتونات ، لا تريد حقًا أن تكون قريبة من بعضها البعض. لكن ضغط النجم المنهار كبير جدًا لدرجة أن الإلكترونات والبروتونات تندمج في النيوترونات ، والتي يتم ضغطها بعد ذلك بإحكام كما هو الحال في النوى الذرية.

يتم ضغط كرة حديدية بحجم الأرض في كرة من مادة نووية نقية ، بحجم مدينة.

لكن ليس فقط القلب ، النجم كله ينهار ، تسحب الجاذبية الطبقات الخارجية للداخل 25% من سرعة الضوء. يرتد هذا الانفجار الداخلي عن اللب الحديدي ، مما ينتج عنه موجة صدمية تنفجر للخارج ، وتنشر بقية النجم في الفضاء.

هذا ما نسميه انفجار سوبرنوفا ، وسوف يتفوق على ألمع المجرات. ما تبقى من النجم الآن هو نجم نيوتروني.


هل تدور كل النجوم النيوترونية؟ - الفلك

كيف تتحول بعض النجوم النيوترونية إلى نجوم نابضة والبعض الآخر لا؟

للإجابة على هذا السؤال ، من الضروري فهم العلاقة بين النجوم النيوترونية والنجوم النابضة. يحتوي النجم النيوتروني على مجال مغناطيسي قوي جدًا (حوالي 10 12 جاوس مقارنة بحوالي 0.6 جاوس على الأرض) ويدور بسرعة كبيرة (حوالي 100 مرة في الثانية). علاوة على ذلك ، هناك عدد كبير من الجسيمات المشحونة في بيئة النجم النيوتروني ، بحيث يُصدر النجم النيوتروني دفعات من الإشعاع عبر الأقطاب المغناطيسية. قد تدرك أن القطب المغناطيسي والقطب الجغرافي (محور الدوران) لا يتطابقان في الأرض. وبالمثل ، فهي لا تتطابق في العديد من النجوم النيوترونية. لذلك ، عندما يدور النجم النيوتروني ، تنجرف حزم الإشعاع حول محور الدوران. إذا استلقينا في مسار الشعاع ، فإننا نرى نجمًا نابضًا. في كثير من الحالات ، لا تقع الأرض في مسار الشعاع ، ولذا فإننا لا نرى نجمًا نابضًا.

تحرير بواسطة مايكل لام في 29 أغسطس 2015: نحن نعلم الآن أنه ليست كل النجوم النيوترونية ، حتى تلك التي يمكننا رؤيتها لأن شعاعًا يمر عبر خط بصرنا ، هي النجوم النابضة. يُعرف بعضها باسم المغناطيسات ، مع وجود مجالات مغناطيسية أكثر قوة. يتم تشغيل الحزمة الراديوية بواسطة اضمحلال هذا المجال المغناطيسي بدلاً من تباطؤ دوران النجم النابض. من غير المعروف بالضبط لماذا ينتج عن بعض المستعرات الأعظمية النجوم النابضة وبعضها ينتج عنه نجوم مغناطيسية.

عن المؤلف

جاغاديب دي بانديان

Jagadheep بنى مستقبلًا جديدًا لتلسكوب Arecibo الراديوي يعمل بين 6 و 8 جيجا هرتز. يدرس 6.7 جيجا هرتز مايزرات الميثانول في مجرتنا. تحدث هذه الموجات في المواقع التي تولد فيها النجوم الضخمة. حصل على درجة الدكتوراه من جامعة كورنيل في يناير 2007 وكان زميلًا لما بعد الدكتوراه في معهد ماكس بلانك لعلم الفلك الراديوي في ألمانيا. بعد ذلك ، عمل في معهد علم الفلك بجامعة هاواي كزميل لما بعد الدكتوراة في ما بعد المليمتر. جاغاديب هو حاليا في المعهد الهندي لعلوم وتكنولوجيا الفضاء.


اكتشاف النجم الميت بكثافة ودورانه بواسطة تلسكوب راديو Outback

اكتشف علماء الفلك نجمًا نابضًا - نجم نيوتروني كثيف وسريع الدوران يرسل موجات راديوية إلى الكون - باستخدام تلسكوب لاسلكي منخفض التردد في المناطق النائية من أستراليا.

تم اكتشاف النجم النابض باستخدام تلسكوب Murchison Widefield Array (MWA) ، في منطقة الغرب الأوسط النائية في غرب أستراليا.

إنها المرة الأولى التي يكتشف فيها العلماء نجمًا نابضًا باستخدام MWA لكنهم يعتقدون أنه سيكون الأول من بين العديد.

هذا الاكتشاف هو علامة على أشياء تأتي من تلسكوب مصفوفة الكيلومتر المربع (SKA) الذي تبلغ تكلفته عدة مليارات من الدولارات. MWA هو تلسكوب سلائف لـ SKA.

قام نيك سواينستون ، طالب دكتوراه في جامعة كيرتن التابعة للمركز الدولي لأبحاث الفلك الراديوي (ICRAR) ، بالاكتشاف أثناء معالجة البيانات التي تم جمعها كجزء من مسح مستمر للنجوم النابضة.

وقال: "تولد النجوم النابضة نتيجة المستعرات الأعظمية - عندما ينفجر نجم ضخم ويموت ، يمكن أن يترك وراءه قلبًا منهارًا يُعرف بالنجم النيوتروني". "تبلغ كتلتها حوالي مرة ونصف ضعف كتلة الشمس ، لكن جميعها مضغوطة في نطاق 20 كيلومترًا فقط ، ولديها حقول مغناطيسية فائقة القوة."

انطباع فنان & # 8217s لواحد من 256 قطعة من التلسكوب الراديوي Murchison Widefield Array يراقب نجمًا نابضًا & # 8212 نجمًا نيوترونيًا كثيفًا وسريع الدوران يرسل موجات الراديو إلى الكون. الائتمان: Dilpreet Kaur / ICRAR / جامعة Curtin

وقال سوينستون إن النجوم النابضة تدور بسرعة وتنبعث منها إشعاعات كهرومغناطيسية من أقطابها المغناطيسية.

قال: "في كل مرة يمر فيها هذا الانبعاث عبر خط بصرنا ، نرى نبضًا ، ولهذا السبب نطلق عليها اسم النجوم النابضة". "يمكنك تخيلها مثل منارة كونية عملاقة."

قال عالم الفلك في ICRAR-Curtin ، الدكتور راميش بهات ، إن النجم النابض المكتشف حديثًا يقع على بعد أكثر من 3000 سنة ضوئية من الأرض ويدور مرة واحدة كل ثانية.

قال "هذا سريع بشكل لا يصدق مقارنة بالنجوم والكواكب العادية". "لكن في عالم النجوم النابضة ، هذا طبيعي جدًا."

قال د. بهات إن هذا الاكتشاف تم باستخدام حوالي واحد بالمائة من الحجم الكبير من البيانات التي تم جمعها لمسح النجم النابض.

قال: "لقد خدشنا السطح فقط". "عندما نقوم بهذا المشروع على نطاق واسع ، يجب أن نجد المئات من النجوم النابضة في السنوات القادمة."

يستخدم علماء الفلك النجوم النابضة في العديد من التطبيقات بما في ذلك اختبار قوانين الفيزياء في ظل الظروف القاسية.

قال الدكتور بهات: "ملعقة من مادة من نجم نيوتروني تزن ملايين الأطنان".

"المجالات المغناطيسية الخاصة بهم هي من أقوى المجالات في الكون - حوالي 1000 مليار مرة أقوى مما لدينا على الأرض."

"لذا يمكننا استخدامها للقيام بالفيزياء التي لا يمكننا القيام بها في أي من المختبرات الموجودة على الأرض."

البلاط 107 ، أو & # 8220the Outlier & # 8221 كما هو معروف ، هو واحد من 256 بلاطة من MWA ، يقع على بعد 1.5 كيلومتر من قلب التلسكوب. إضاءة البلاط والمناظر الطبيعية القديمة هو القمر. الائتمان: بيت ويلر ، ICRAR

إن العثور على النجوم النابضة واستخدامها في الفيزياء المتطرفة هو أيضًا محرك علمي رئيسي لتلسكوب SKA.

وقال مدير MWA البروفيسور ستيفن تينغاي إن الاكتشاف يلمح إلى وجود عدد كبير من النجوم النابضة التي تنتظر اكتشافها في نصف الكرة الجنوبي.

"هذا الاكتشاف مثير حقًا لأن معالجة البيانات تمثل تحديًا كبيرًا ، وتظهر النتائج إمكانية اكتشاف المزيد من النجوم النابضة باستخدام MWA والجزء منخفض التردد من SKA."

قال "إن دراسة النجوم النابضة هي أحد المجالات العلمية الرئيسية في SKA بمليارات الدولارات ، لذلك من الرائع أن يكون فريقنا في طليعة هذا العمل".

المرجع: & # 8220 اكتشاف بولسار شديد الانحدار منخفض اللمعان مع Murchison Widefield Array & # 8221 بواسطة NA Swainston ، NDR Bhat ، M. Sokolowski ، SJ McSweeney ، S. Kudale ، S. Dai ، KR Smith ، IS Morrison ، RM شانون ، دبليو فان ستراتن ، إم زيو ، إس إم أورد ، إس إي تريمبلاي ، بي دبليو مايرز ، إيه ويليامز ، جي سليب ، إم جونستون-هوليت ، دي إل كابلان ، إس جي تينجاي ، آر بي وايث ، 21 أبريل 2021 ، رسائل مجلة الفيزياء الفلكية.
DOI: 10.3847 / 2041-8213 / abec7b


النجوم النيوترونية

تدور النجوم النيوترونية للحفاظ على الطاقة الصادرة عن انفجار المستعر الأعظم الذي سبقها. عادة ما تدور بسرعة كبيرة. حجتي [وأسمح بإمكانية أن أكون مخطئًا] هي أن الانفجار غير متماثل ويضفي قدرًا كبيرًا من الزخم الزاوي على الشظية.

إضافة: استمع إلى selfAdjoint قبل أن تفكر حتى في ما يجب أن أقوله. إنه أكثر دراية بكثير وأنا أحترم حكمه. أنا فقط أحاول أن أعطي رسالتي.

تولد النجوم النيوترونية بالفعل وهي تدور بسرعة ، لكنني أعتقد أن السبب الرئيسي هو الحفاظ على الزخم الزاوي. وهذا يعني أن نصف القطر يتقلص بأعداد كبيرة ، لذلك سيتم تكبير معدلات الدوران الأولية الصغيرة:

هذا لا يزال غير كافٍ للحصول على أسرع النجوم النابضة. يتم إنشاء هذه في الواقع من خلال عزم الدوران التراكمي. هذا يعني أن نجمًا قريبًا يقوم بإلقاء المادة على النجم النيوتروني وتدويرها عندما تصطدم المادة بالسطح. هكذا نحصل على & quotmillisecond pulsars & quot.

لقد ذكرت انفجارات سوبرنوفا غير متكافئة ، وهي في الواقع ما نعتقد أنه سبب & quot؛ ركلات نجم & quot؛ نيوترون & quot. نرى نجومًا نيوترونية في المجرة تتحرك بسرعات عالية بشكل غير معتاد ، مما يعني ضمنيًا أنها تم اقتباسها بطريقة أو بأخرى من قبل شيء ما. بطبيعة الحال ، نعتقد أن الأمر له علاقة بالمستعر الأعظم.

أخيرًا ، بالنسبة للسؤال الأصلي ، يجب أن يكون النجم النيوتروني غير الدوار كرة مثالية تقريبًا. في الواقع ، قد يكون أفضل تقريب للكرة المثالية التي يمكن إنشاؤها بشكل طبيعي.

وحول تلك الكويكبات.

أشكال الكويكبات عشوائية إلى حد ما. عادة ما تكون أصغر من أن تلعب الجاذبية دورًا كبيرًا. يتم تحديد أشكالها من خلال الطريقة العشوائية التي يتم بها تجميع محتوياتها ، وكذلك ما يضربها في رحلاتها.

أنت محق في أنه يمكن أن يفعل كلا الأمرين. يعتمد عزم الدوران من تدفق التراكم على اتجاه المدار. بمعنى آخر ، ستضرب المادة المتساقطة النجم النيوتروني بنفس المعنى الذي يدور حوله الرفيق حوله. إذا كان هذا يتعارض مع الدوران ، فسيتم تدويره بواسطة عزم الدوران. عادة ما يتوقع المرء أن يدوروا ويدورون في نفس الاتجاه (لنفس السبب ، تميل الكواكب إلى الدوران في نفس الاتجاه) ، لكن هذا ليس مطلوبًا. حتى لو تم تدويره ، فسيتم تدويره في النهاية في الاتجاه الآخر مع استمرار عزم الدوران.

التأثير الآخر الذي تشير إليه (قفل المد والجزر) سيكون أصغر بكثير في هذه الحالة ، ويرجع ذلك أساسًا إلى أن النجم النيوتروني هو وحش قوي للغاية. ينشأ دوران الأرض لأن القمر يشوه شكله قليلاً ويدور بعزم أثناء دورانه. بالكاد يتغير شكل النجم النيوتروني على الإطلاق بواسطة رفيقه ، بسبب صغر حجمه ومقاومته للضغط. بدلاً من ذلك ، أتحدث عن التأثير المباشر للمواد على سطح النجم النيوتروني.


ملفات وروابط أخرى

  • APA
  • مؤلف
  • BIBTEX
  • هارفارد
  • اساسي
  • RIS
  • فانكوفر

مخرجات البحث: المساهمة في المجلة ›المقال› مراجعة الأقران

T1 - فترات الدوران والملامح الدورانية للنجوم النيوترونية عند الولادة

N2 - نقدم نتائج من مجموعة واسعة من عمليات المحاكاة الهيدروديناميكية للإشعاع أحادي وثنائي الأبعاد لمراحل انهيار قلب المستعر الأعظم والارتداد وما بعد الارتداد ونركز على فترات الدوران للنجم النيوتروني الأولي (PNS) وملامح الدوران باعتبارها وظيفة السرعة الزاوية الأولية للقلب الحديدي ، ودرجة الدوران التفاضلي ، وكتلة السلف. بالنسبة للنماذج التي تم النظر فيها ، نجد رسم خرائط خطي تقريبًا بين معدل دوران قلب الحديد الأولي وتدور PNS. تشير النتائج إلى أن حجم السرعات الزاوية لقلب الحديد قبل الانهيار هو العامل الوحيد الأكثر أهمية في تحديد دوران الجهاز العصبي المحيطي. الاختلافات في كتلة السلف ودرجة الدوران التفاضلي تؤدي فقط إلى اختلافات صغيرة في فترة دوران PNS والملف الشخصي. استنادًا إلى دورات PNS المحسوبة لدينا عند 200-300 مللي ثانية بعد الارتداد وافتراض الحفاظ على الزخم الزاوي ، فإننا نقدر فترات دوران النجوم النيوترونية النهائية. نجد فترات من 1 مللي ثانية وأقصر لفترات أساسية مركزية من الحديد تبلغ 10 ثوانٍ. هذا أقصر بكثير مما تنبأت به الدراسات السابقة ويتعارض مع بيانات الرصد الحالية من علم الفلك النجمي. بعد النظر في آليات التدوير المحتملة التي قد تؤدي إلى فترات أطول ، نستنتج أنه لا توجد آلية يمكنها الدوران بقوة لنجم نيوتروني من فترات ∼1 مللي ثانية إلى فترات "الحقن" من عشرات إلى مئات المللي ثانية التي لوحظت بالنسبة للنجوم النابضة الصغيرة . Our results indicate that, given current knowledge of the limitations of neutron star spin-down mechanisms, precollapse iron cores must rotate with periods of around 50-100 s to form neutron stars with periods generically near those inferred for the radio pulsar population.

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


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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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