الفلك

الأعمال الداخلية للنجوم النيوترونية

الأعمال الداخلية للنجوم 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.

ما هي الخطوات المستقبلية التي يمكن اتخاذها لمعرفة المزيد عن الأعمال الداخلية للنجم النيوتروني مثل "المعكرونة النووية" والمواد الموجودة في اللب الداخلي؟


ستكون القائمة المختصرة غير المكتملة:

(ط) إذا كان بإمكانك قياس أقصى كتلة ممكنة لنجم نيوتروني (يعطي النجم النيوتروني الأكبر حدًا أدنى لذلك) ، فإنه يخبرك بمدى "صلابة" أو "ليونة" معادلة الحالة (العلاقة بين الضغط والكثافة والتكوين) في الداخل (خاصة في القلب) ، وبالتالي يخبرك بشيء عن تكوين المادة وطبيعة القوة النووية القوية عند الفواصل الصغيرة. من غير المحتمل أن يكون للمعكرونة النووية تأثير كبير على هذا.

(2) قياس الجماهير و سيخبرك نصف قطر النجوم النيوترونية مباشرة عن معادلة الحالة على أعماق مختلفة داخل نجم نيوتروني. مرة أخرى ، أعتقد أن المعكرونة النووية ليس لها تأثير كبير على هذه التشخيصات.

(3) قياس المعدل الذي تبرد به النجوم النيوترونية يخبرك عن التركيب الداخلي. مادة الكوارك وتكثيف البوزونات في القلب ستسمح بتبريد أسرع. يمكن أن تخبرك التغييرات المفاجئة في معدل التبريد عن انتقالات طور السائل الفائق. يمكن أيضًا تسريع التبريد عن طريق مراحل المعكرونة النووية من خلال السماح بتشغيل عملية URCA.

(4) قياس استجابة النجوم النابضة للخلل يخبرك عن السيولة الفائقة في الداخل والقشرة وسيعتمد اقتران القشرة واللب على خصائص ما بينهما - أي المعكرونة النووية.


العلماء يكتشفون موجات الجاذبية الناتجة عن اصطدام النجوم النيوترونية

اكتشف LIGO Scientific Collaboration و Virgo Collaboration وشركاؤهم بشكل مباشر موجات الجاذبية وتموجات # 8212 في المكان والزمان & # 8212 من زوج من النجوم النيوترونية الملهمة. تم تسمية هذا الحدث باسم GW170817 ، ولم يتم سماعه في موجات الجاذبية فحسب ، بل شوهد أيضًا في الضوء بواسطة عشرات التلسكوبات الفضائية والأرضية.

رسم فنان لنجمين نيوترونيين مدمجين. رصيد الصورة: NSF / LIGO / جامعة ولاية سونوما / أ. سيمونيت.

تم اكتشاف إشارة الجاذبية GW170817 لأول مرة في 17 أغسطس 2017 ، الساعة 8:41 صباحًا بتوقيت شرق الولايات المتحدة (5:41 صباحًا بتوقيت المحيط الهادئ ، 12:41 مساءً بتوقيت غرينتش ، 2:41 مساءً بتوقيت وسط أوروبا الصيفي).

تم الاكتشاف بواسطة كاشفين مرصد موجات الجاذبية بالليزر (LIGO) ، الموجودان في هانفورد ، واشنطن ، وليفينجستون ، لويزيانا. المعلومات التي قدمها الكاشف الثالث ، برج العذراء ، الواقع بالقرب من بيزا بإيطاليا ، مكنت من تحسين توطين الحدث.

في نفس الوقت تقريبًا ، اكتشف تلسكوب فيرمي الفضائي التابع لناسا انفجارًا لأشعة غاما. وضع برنامج تحليل LIGO-Virgo الإشارتين معًا وحدد أن مظهرهما من غير المرجح أن يكون صدفة.

أشارت بيانات LIGO إلى أن جسمين فيزيائيين فلكيين يقعان على مسافة قريبة نسبيًا تبلغ حوالي 130 مليون سنة ضوئية من الأرض كانا يتصاعدان باتجاه بعضهما البعض.

يبدو أن الأجسام لم تكن ضخمة مثل الثقوب السوداء الثنائية & # 8212 الأشياء التي اكتشفها LIGO و Virgo سابقًا.

بدلاً من ذلك ، تم تقدير الأجسام الملهمة لتكون في نطاق يتراوح من حوالي 1.1 إلى 1.6 مرة من كتلة الشمس ، في النطاق الكتلي للنجوم النيوترونية.

بينما تنتج الثقوب السوداء الثنائية "غردات" تدوم لجزء من الثانية في النطاق الحساس لكاشف LIGO ، استمرت إشارة GW170817 تقريبًا 100 ثانية وشوهدت من خلال النطاق الترددي الكامل لـ LIGO.

ورقة حقائق GW170817. رصيد الصورة: LIGO Scientific Collaboration.

قال الدكتور ديفيد شوميكر ، المتحدث الرسمي باسم LIGO Scientific Collaboration: "ظهر لنا فورًا أن المصدر من المحتمل أن يكون نجومًا نيوترونية ، المصدر الآخر المرغوب الذي كنا نأمل أن نراه & # 8212 ونعد العالم الذي سنراه".

"من إبلاغ النماذج التفصيلية للأعمال الداخلية للنجوم النيوترونية والانبعاثات التي تنتجها ، إلى الفيزياء الأساسية مثل النسبية العامة ، فإن هذا الحدث غني جدًا. إنها هدية ستستمر في العطاء ".

قالت البروفيسور لورا كادوناتي ، نائبة المتحدث باسم LIGO Scientific ، "أظهر تحليلنا للخلفية أن حدثًا بهذه القوة يحدث أقل من مرة واحدة كل 80 ألف عام عن طريق الصدفة العشوائية ، لذلك أدركنا ذلك على الفور باعتباره اكتشافًا واثقًا للغاية ومصدر قريب بشكل ملحوظ" تعاون.

"لقد فتح هذا الاكتشاف الأبواب حقًا لطريقة جديدة للقيام بالفيزياء الفلكية. أتوقع أنه سيتم تذكره كواحد من أكثر الأحداث الفيزيائية الفلكية دراسة في التاريخ ".

تنبأ علماء الفيزياء الفلكية أنه عندما تصطدم النجوم النيوترونية ، يجب أن تصدر موجات ثقالية وأشعة جاما ، إلى جانب نفاثات قوية تنبعث منها الضوء عبر الطيف الكهرومغناطيسي.

إن انفجار أشعة غاما الذي اكتشفه فيرمي هو ما يسمى انفجار أشعة غاما القصيرة ، وتؤكد الملاحظات الجديدة أن بعض دفقات أشعة غاما القصيرة على الأقل تتولد عن اندماج النجوم النيوترونية.

"لعقود من الزمن ، كنا نشك في أن انفجارات أشعة غاما القصيرة كانت مدعومة من اندماجات النجوم النيوترونية. الآن ، مع البيانات المذهلة من LIGO و Virgo لهذا الحدث ، لدينا الإجابة ، "قالت عالمة مشروع فيرمي ، الدكتورة جولي ماكنري ، من مركز جودارد لرحلات الفضاء التابع لناسا.

تم تحديد مواقع السماء لإشارات الموجات الثقالية التي اكتشفها LIGO في عام 2015 (GW150914 ، LVT151012 ، GW151226 ، GW170104) ، ومؤخراً ، بواسطة شبكة LIGO-Virgo (GW170814 ، GW170817). بعد ظهور برج العذراء على الإنترنت في أغسطس 2017 ، تمكن العلماء من تحديد موقع إشارات موجات الجاذبية. الخلفية عبارة عن صورة بصرية لمجرة درب التبانة. تلتف مواقع GW150914 و LVT151012 و GW170104 حول الكرة السماوية ، لذلك تظهر خريطة السماء بقبة نصف شفافة. رصيد الصورة: LIGO / Virgo / NASA / Leo Singer / Axel Mellinger.

كان Fermi قادرًا على توفير توطين تم تأكيده لاحقًا وصقله بشكل كبير مع الإحداثيات التي يوفرها اكتشاف LIGO-Virgo المشترك.

باستخدام هذه الإحداثيات ، تمكنت المراصد في جميع أنحاء العالم ، بعد ساعات ، من البدء في البحث في منطقة السماء حيث يُعتقد أن الإشارة نشأت.

تم اكتشاف نقطة ضوئية جديدة ، تشبه نجمًا جديدًا ، لأول مرة بواسطة التلسكوبات البصرية. في النهاية ، لاحظ حوالي 70 مرصدًا على الأرض وفي الفضاء الحدث بأطوال موجية تمثيلية.

قال الدكتور David H. Reitze ، المدير التنفيذي لمختبر LIGO: "يفتح هذا الكشف نافذة لعلم فلك" متعدد الرسائل "طال انتظاره.

"إنها المرة الأولى التي نلاحظ فيها حدثًا فيزيائيًا فلكيًا كارثيًا في كل من موجات الجاذبية والموجات الكهرومغناطيسية & # 8212 رسلنا الكونيين. يوفر علم فلك الموجات الثقالية فرصًا جديدة لفهم خصائص النجوم النيوترونية بطرق لا يمكن تحقيقها باستخدام علم الفلك الكهرومغناطيسي وحده ".

تظهر صورة عامة بين جميع المراصد المعنية والتي تؤكد بشكل أكبر أن إشارة موجة الجاذبية الأولية جاءت بالفعل من زوج من النجوم النيوترونية المتصاعدة.

أوضح الباحثون: "منذ ما يقرب من 130 مليون سنة ، كان النجمان النيوترونيان في لحظاتهما الأخيرة من الدوران حول بعضهما البعض ، مفصولين فقط بحوالي 200 ميل (300 كيلومتر) وسرعة التجمع مع إغلاق المسافة بينهما".

"عندما تصاعدت النجوم بشكل لولبي بشكل أسرع وأقرب من بعضها البعض ، قامت بتمدد وتشويه الزمكان المحيط ، مما يعطي طاقة على شكل موجات جاذبية قوية ، قبل أن تصطدم ببعضها البعض. في لحظة الاصطدام ، اندمج الجزء الأكبر من النجمين النيوترونيين في جسم واحد فائق الكثافة ، مما أدى إلى إطلاق "كرة نارية" من أشعة جاما ".

"تنبأ المنظرون بأن ما يلي كرة النار الأولية هو" كيلونوفا "& # 8212 ، وهي ظاهرة يتم من خلالها تفجير المادة المتبقية من اصطدام النجم النيوتروني ، والتي تتوهج بالضوء ، خارج المنطقة القريبة وبعيدة إلى داخل الفضاء."

تظهر الملاحظات الجديدة المستندة إلى الضوء أيضًا أن العناصر الثقيلة ، مثل الرصاص والذهب ، يتم إنشاؤها في هذه الاصطدامات ثم يتم توزيعها لاحقًا في جميع أنحاء الكون.

تم نشر نتائج LIGO-Virgo في رسائل المراجعة البدنية.


تتعلق قصة غلاف عدد مارس 2019 من مجلة Scientific American (انظر الشكل) بعمل NICER للمساعدة في الكشف عن الأعمال الداخلية للنجوم النيوترونية. هذه النجوم هي أكثر الأجسام كثافة في الكون ، حيث تتقلص كتلة تصل إلى 2 شمس في حجم المدينة. تقيد الكثافة الدقيقة في قلب النجم النيوتروني النظريات الفيزيائية التي تصف تفاعلات أعداد كبيرة من النيوترونات والجسيمات دون الذرية الأخرى.

بالنسبة لأربعة نجوم نيوترونية ، تراكمت لدى NICER تعرضات عميقة للغاية - ملايين الثواني ، تراكمت في مئات الملاحظات الفردية التي تم إجراؤها خلال مدارات منفصلة لمحطة الفضاء الدولية. يتم تحليل هذه البيانات باستخدام أجهزة الكمبيوتر العملاقة لتقييم ونمذجة النبضات التي تصل إلى الأرض من حزم الانبعاث الكاسحة للنجوم. الانحرافات الصغيرة في أشكال النبضة المستقبلة بسبب "انحناء" الضوء في الجاذبية القوية بالقرب من الأجسام شديدة الصغر ترميز معلومات حول كتلة ونصف قطر كل نجم نيوتروني. يقترب NICER من إصدار النتائج الأولية لهذا التحليل. توفر مقالة Scientific American السياق وتوضح اهتمام المجتمع العلمي بهذا العمل.


الفيزياء الفلكية الحاسوبية

تعد دراسة العمليات الفيزيائية الفلكية المعقدة باستخدام نماذج الكمبيوتر المتقدمة مجال الفيزياء الفلكية الحاسوبية.

الفيزياء الفلكية الحاسوبية هي جزء أساسي من البحث الفلكي الحديث. من المستحيل إعادة إنشاء ظروف البيئات الفيزيائية الفلكية (النجوم والمجرات والمسافة بينها) في المختبر وغالبًا ما تكون معقدة للغاية بحيث لا يمكن وصفها بنماذج رياضية بسيطة. من خلال بناء نماذج حاسوبية معقدة للعمليات الفيزيائية الأساسية ، يمكننا تفسير نتائج الرصد بشكل أفضل وتحسين فهمنا للأعمال الداخلية للبيئات الفيزيائية الفلكية. بهذا المعنى ، يمكن القول أن الفيزياء الفلكية الحاسوبية هي الفرع التجريبي للبحوث الفلكية. تسمح لنا القوة المتزايدة لأجهزة الكمبيوتر بإجراء عمليات محاكاة أكثر تفصيلاً للظواهر الفلكية المعقدة.

في قسم علم الفلك ، يمتد تطوير الأدوات الحسابية إلى مجالات البحث من الفيزياء الشمسية إلى علم الكونيات. نحن متخصصون في تطوير الأدوات الحسابية لديناميكيات الغاز (مع الحقول المغناطيسية وبدونها) والنقل الإشعاعي. يتم تشغيل عمليات المحاكاة باستخدام نماذج الكمبيوتر هذه على أنظمة متوازية وأجهزة كمبيوتر عملاقة.

المحركات المركزية للمستعرات الأعظمية المنهارة هي المكان الذي تتشكل فيه النجوم النيوترونية والثقوب السوداء. في هذه البيئات ، تلعب القوى الأساسية الأربعة دورًا مهمًا. نحتاج إلى نماذج حسابية معقدة لالتقاط كل هذه الفيزياء معًا في محاكاة واحدة: النسبية العامة لتحديد الجاذبية بشكل صحيح ، ونقل إشعاع النيوترينو وتفاعلات النيوترينو المفصلة لالتقاط تبريد وتسخين النيوترينو ، وديناميكا مائية ثلاثية الأبعاد على مدى ديناميكي كبير لالتقاط الاضطرابات و يحدث الحمل الحراري ، ونظرية نووية مفصلة لوصف التفاعلات بين النيوكليونات عند الكثافات النووية وما فوقها. لهذا الغرض ، استخدم الأستاذ المساعد Evan O'Connor ومجموعته البحثية إطار عمل FLASH للديناميكا المائية وأجروا عمليات محاكاة على بعض من أكبر أجهزة الكمبيوتر العملاقة في العالم.

خلال فترة تشكل المجرات الأولى في الكون ، منذ حوالي 13 مليار سنة ، أدى الإشعاع المؤين من النجوم داخل تلك المجرات إلى تغيير الكون بأكمله من كونه باردًا ومحايدًا إلى كونه ساخنًا ومتأينًا. تُعرف هذه العملية باسم إعادة التأين الكوني. على الرغم من أننا نعلم حدوث ذلك ، إلا أننا ما زلنا لا نعرف كيف تطورت إعادة التأين بمرور الوقت ، ولا أنواع المجرات المبكرة التي كانت مسؤولة في الغالب عن ذلك. يدرس البروفيسور Garrelt Mellema وفريقه البحثي هذه العملية بمزيج من محاكاة نقل الجسم الكوني ثلاثي الأبعاد والإشعاعي وإنتاج تنبؤات للمراقبة مثل توزيع مجرات ليمان الباعثة لألفا والانزياح الأحمر للإشارة التي يبلغ قطرها 21 سم من الصورة الثابتة. الأجزاء المحايدة من الكون. تم إجراء التنبؤات الأخيرة كجزء من مشاريع المراقبة مع تلسكوب راديو LOFAR الأوروبي ، بالإضافة إلى مصفوفة الكيلومتر المربع المستقبلية العالمية.

النجوم النيوترونية هي بقايا كثيفة للغاية لانفجارات المستعر الأعظم. بعض النجوم النيوترونية موجودة في أنظمة ثنائية وتدور حول نجم نيوتروني آخر. تنبعث مثل هذه الأنظمة باستمرار من موجات الجاذبية ، وبالتالي تتجه ببطء نحو تصادم عنيف للغاية.

يُصدر إلهام نجمين نيوترونيين إشارة موجات جاذبية "زقزقة" ، كما لوحظ لأول مرة في أغسطس 2017 بواسطة كاشفات LIGO / VIRGO. يتسبب الاندماج بحد ذاته في حدوث انفجارات كونية شديدة السطوع تسمى انفجارات أشعة جاما ، كما يقذف مادة غنية جدًا بالنيوترونات في الفضاء حيث تتشكل أثقل العناصر في الكون مثل الذهب والبلاتين.

تتطلب نمذجة عمليات الاندماج هذه تجميع العديد من المكونات الفيزيائية معًا في محاكاة الكمبيوتر العملاق: جاذبية المجال القوي ، والمادة النووية ، وتفاعلات النيوترينو ، والتفاعلات النووية. يقوم فريق البحث الخاص بالبروفيسور ستيفان روسووج بالتحقيق في التوقيعات متعددة الرسائل لمثل هذه اللقاءات.

للحصول على معلومات الاتصال ، قم بزيارة قائمة الموظفين.

التحديث الاخير: 6 فبراير 2019
محرر الصفحة: بينغت لارسون
مصدر: قسم الفلك


سبر المادة المتطرفة من خلال ملاحظات النجوم النيوترونية

تحتوي النجوم النيوترونية ، وهي النوى فائقة الكثافة التي تُركت بعد انهيار النجوم الضخمة ، على أكثر المواد كثافةً المعروفة في الكون خارج الثقب الأسود. قدمت النتائج الجديدة من شاندرا وتلسكوبات أخرى للأشعة السينية أحد أكثر التحديدات موثوقية حتى الآن للعلاقة بين نصف قطر النجم النيوتروني وكتلته. تقيد هذه النتائج كيفية تفاعل المادة النووية - البروتونات والنيوترونات والكواركات المكونة لها - في ظل الظروف القاسية الموجودة في النجوم النيوترونية.

تم استخدام ثلاثة تلسكوبات - Chandra و XMM-Newton من ESA و Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) - لمراقبة 8 نجوم نيوترونية مختلفة ، بما في ذلك واحد من 47 Tucanae ، وهو تجمع كروي يقع على بعد حوالي 15000 سنة ضوئية في ضواحي درب التبانة. تم إنشاء الصورة المعروضة هنا من مراقبة تشاندرا الطويلة لـ 47 Tucanae. الأشعة السينية منخفضة الطاقة حمراء ، والأشعة السينية ذات الطاقات الوسيطة خضراء ، والأشعة السينية الأعلى طاقة تظهر باللون الأزرق.

في الصورة ، النظام النجمي المزدوج أو الثنائي المسمى X7 يحتوي على نجم نيوتروني يسحب الغاز ببطء بعيدًا عن نجم مصاحب له كتلة أقل بكثير من الشمس. في عام 2006 ، استخدم الباحثون ملاحظات عن كمية الأشعة السينية المأخوذة من X7 عند طاقات مختلفة مع نماذج نظرية لتحديد العلاقة بين كتلة النجم النيوتروني ونصف قطره. تم استخدام إجراء مشابه لملاحظات شاندرا لنجم نيوتروني في مجموعة كروية أخرى ، NGC 6397 ، ونجمين نيوترونيين آخرين في عناقيد تمت ملاحظتها بواسطة XMM-Newton التابع لوكالة الفضاء الأوروبية.

وقد لوحظت أربعة نجوم نيوترونية أخرى باستخدام RXTE لتحمل رشقات من الأشعة السينية التي تتسبب في تمدد الغلاف الجوي للنجم النيوتروني. باتباع تبريد النجم ، يمكن حساب مساحة سطحه. بعد ذلك ، من خلال طي التقديرات المستقلة للمسافة إلى النجم النيوتروني ، تمكن العلماء من جمع المزيد من المعلومات حول العلاقات بين كتل وأنصاف أقطار هذه النجوم النيوترونية.

نظرًا لأن كتلة وشعاع النيوترون مرتبطان ارتباطًا مباشرًا بالتفاعلات بين الجسيمات في الجزء الداخلي من النجم ، فإن أحدث النتائج تعطي العلماء معلومات جديدة حول الأعمال الداخلية للنجوم النيوترونية.

استخدم الباحثون مجموعة واسعة من النماذج المختلفة لهيكل هذه الأجسام المنهارة وقرروا أن نصف قطر نجم نيوتروني كتلته 1.4 مرة كتلة الشمس يتراوح بين 10.4 و 12.9 كيلومتر (6.5 إلى 8.0 ميل). كما قدروا أيضًا أن كثافة مركز نجم نيوتروني تبلغ حوالي ثمانية أضعاف كثافة المادة النووية الموجودة في ظروف شبيهة بالأرض. هذا يترجم إلى ضغط يزيد عن عشرة تريليونات تريليون مرة من الضغط المطلوب لتكوين الماس داخل الأرض.

تنطبق النتائج سواء تمت إزالة المجموعة الكاملة لمصادر الانفجار ، أو أكثر المصادر الأخرى تطرفاً ، من العينة. استخدمت الدراسات السابقة عينات أصغر من النجوم النيوترونية أو لم تأخذ في الحسبان العديد من أوجه عدم اليقين في استخدام النماذج.

يجب أن تظل القيم الجديدة لبنية النجم النيوتروني صحيحة حتى لو كانت المادة المكونة من الكواركات الحرة موجودة في قلب النجم. الكواركات هي جسيمات أساسية تتحد لتشكل البروتونات والنيوترونات ولا توجد عادة بمعزل عن بعضها البعض. لقد تم افتراض أن الكواركات الحرة قد توجد داخل مراكز النجوم النيوترونية ، ولكن لم يتم العثور على دليل قاطع على ذلك.

قام الباحثون أيضًا بعمل تقدير للمسافات بين النيوترونات والبروتونات في النوى الذرية هنا على الأرض. يشير نصف قطر النجم النيوتروني الأكبر بشكل طبيعي إلى أنه ، في المتوسط ​​، تكون النيوترونات والبروتونات في نواة ثقيلة متباعدة. تتم مقارنة تقديرهم مع قيم من التجارب الأرضية.

قدمت أرصاد النجوم النيوترونية أيضًا معلومات جديدة حول ما يسمى بـ "طاقة التناظر" للمادة النووية ، وهي تكلفة الطاقة المطلوبة لإنشاء نظام يحتوي على عدد مختلف من البروتونات عن النيوترونات. تعد طاقة التناظر مهمة للنجوم النيوترونية لأنها تحتوي على ما يقرب من عشرة أضعاف عدد النيوترونات مثل البروتونات. وهو مهم أيضًا للذرات الثقيلة على الأرض ، مثل اليورانيوم ، لأنها تحتوي غالبًا على نيوترونات أكثر من البروتونات. تظهر النتائج أن طاقة التناظر لا تتغير كثيرًا مع الكثافة.


خلفية

من المعروف الآن أن كتلة النجم تحدد المصير النهائي للنجم. النجوم الأكثر ضخامة تحرق وقودها بشكل أسرع وتعيش حياة أقصر. كانت هذه الحقائق ستذهل علماء الفلك الذين عملوا في فجر القرن العشرين. في ذلك الوقت ، تعرقل فهم مصدر الحرارة والضوء الناتج عن الشمس والنجوم بسبب عدم فهم العمليات النووية.

بناءً على مفاهيم الجاذبية النيوتونية ، فهم العديد من علماء الفلك أن النجوم تشكلت في سحب من الغاز والغبار ، تسمى السدم ، والتي تم قياسها على مدى سنوات ضوئية. هذه الغيوم الجزيئية العظيمة ، كثيفة للغاية وغالبًا ما تكون معتمة في أجزاء منها ، تثير استياء علماء الفلك. بعد عقود ، وبعد تطوير نظرية الكم ، كان علماء الفلك قادرين على فهم الطاقة الكامنة وراء "احمرار" الضوء تاركًا الحضانات النجمية (احمر لأن الضوء الأزرق يتشتت أكثر ويمر الضوء الأحمر بشكل مباشر أكثر إلى المراقب). تكهن علماء الفلك بأن النجوم تشكلت عندما انهارت مناطق من هذه السحابة (يسمى تكتل الجاذبية). مع انهيار المنطقة ، تسارعت وتسخين لتشكل نجمًا أوليًا ، تم تسخينه عن طريق الاحتكاك الثقالي.

في عصر ما قبل الذرة ، كان مصدر الحرارة في النجوم لغزًا لعلماء الفلك الذين سعوا إلى التوفيق بين التناقضات الظاهرة فيما يتعلق بكيفية تمكن النجوم من الحفاظ على حجمها (أي عدم الانكماش أثناء حرق الوقود) وإشعاع كميات هائلة من الطاقة تقاس. وفقًا للمعتقدات الدينية السائدة ، يمكن حساب الشمس ، باستخدام مفاهيم الاستهلاك والإنتاج التقليدية للطاقة ، على أنها أقل من بضعة آلاف من السنين.

في عام 1913 ، طور عالم الفلك الدنماركي إيجنار هيرتزبرونج (1873-1967) وعالم الفلك الإنجليزي هنري نوريس راسل (1877-1957) بشكل مستقل ما يُعرف الآن باسم مخطط هيرتزبرونج-راسل. في مخطط Hertzsprung-Russell ، يتم وضع النوع الطيفي (أو ، بشكل مكافئ ، مؤشر اللون أو درجة حرارة السطح) على طول المحور الأفقي والقدر المطلق (أو اللمعان) على طول المحور الرأسي. وفقًا لذلك ، يتم تخصيص أماكن للنجوم من أعلى إلى أسفل بترتيب زيادة الحجم (تقليل السطوع) ومن اليمين إلى اليسار عن طريق زيادة درجة الحرارة والفئة الطيفية.

كانت علاقة اللون النجمي بالسطوع تقدمًا أساسيًا في علم الفلك الحديث. أصبح ارتباط اللون بالسطوع الحقيقي أساسًا لطريقة مستخدمة على نطاق واسع لاستنتاج مناظير النجوم الطيفية ، والتي سمحت لعلماء الفلك بتقدير مسافة النجوم البعيدة عن الأرض (يمكن إجراء تقديرات للنجوم الأقرب عن طريق المنظر الهندسي).

في مخطط Hertzsprung-Russell ، تشكل النجوم المتسلسلة الرئيسية (تلك التي تم فهمها لاحقًا أنها تحرق الهيدروجين كوقود نووي) نطاقًا بارزًا أو سلسلة من النجوم ، من النجوم شديدة السطوع والساخنة في الزاوية اليسرى العليا من الرسم البياني ، إلى النجوم الخافتة الأكثر برودة نسبيًا في الركن الأيمن السفلي من الرسم التخطيطي. نظرًا لأن معظم النجوم هي نجوم متسلسلة رئيسية ، فإن معظم النجوم تقع في هذا النطاق على مخطط Hertzsprung-Russell. الشمس ، على سبيل المثال ، هي نجم تسلسل رئيسي يقع تقريبًا في منتصف الرسم التخطيطي ، من بين ما يشار إليه بالأقزام الصفراء.

حاول راسل تفسير وجود النجوم العملاقة كنتيجة لتكتلات الجاذبية الكبيرة. النجوم ، وفقًا لرسل ، ستتحرك أسفل الرسم البياني لأنها تفقد الكتلة المحترقة كوقود. تبدأ النجوم دورة حياتها كأجسام حمراء ضخمة وباردة ، ثم تتعرض لانكماش مستمر مع تسخينها. على الرغم من أن مخطط هيرتزبرونج - راسل كان تقدمًا مهمًا في فهم التطور النجمي - ولا يزال مفيدًا للغاية لعلماء الفلك الحديثين - فقد تبين أن منطق راسل وراء حركات النجوم على الرسم التخطيطي هو عكس الفهم الحديث للتطور النجمي تمامًا ، وهو بناءً على فهم الشمس والنجوم كمفاعلات نووية حرارية.

أوضح التقدم في نظرية الكم والنماذج المحسّنة للبنية الذرية لعلماء الفلك في أوائل القرن العشرين أن الفهم الأعمق لدورة حياة النجوم والنظريات الكونية التي تشرح اتساع الفضاء كان مرتبطًا بالتقدم في فهم الأعمال الداخلية للفضاء. الكون على نطاق ذري. تم توفير الفهم الكامل لطاقة التحويل الجماعي في النجوم من خلال نظرية النسبية الخاصة لألبرت أينشتاين (1879-1955) وعلاقته بالكتلة بالطاقة (الطاقة = الكتلة مضروبة في مربع سرعة الضوء ، أو ه = مولودية 2 ).

خلال عشرينيات القرن الماضي ، بناءً على مبادئ ميكانيكا الكم ، قرر الفيزيائي البريطاني رالف إتش فاولر أنه على عكس تنبؤات راسل ، سيصبح القزم الأبيض أصغر مع زيادة كتلته.

عالم الفيزياء الفلكية الأمريكي المولود في الهند سوبراهمانيان شاندراسيخار (1910-1995) صنف أولاً تطور النجوم إلى مستعر أعظم وأقزام بيضاء ونجوم نيوترونية وتنبأ بالظروف المطلوبة لتشكيل الثقوب السوداء ، والتي عُثر عليها لاحقًا في النصف الأخير من القرن العشرين. قبل الحرب العالمية الثانية ، أجرى الفيزيائي الأمريكي جي.روبرت أوبنهايمر (1904-1967) ، الذي أشرف في النهاية على مشروع ترينيتي (صنع القنابل الذرية الأولى) ، حسابات مفصلة توفق بين تنبؤات شاندراسيخار ونظرية النسبية العامة.

بمرور الوقت ، عندما شقت آليات الانشطار والاندماج الذري طريقها إلى النظرية الفلكية ، أصبح من الواضح أن النجوم تقضي ما يقرب من 90 ٪ من حياتها كنجوم متسلسلة رئيسية قبل أن يصبح المصير الذي تمليه كتلتها واضحًا.

صقل علماء الفلك المفاهيم المتعلقة بالولادة النجمية. في النهاية ، عندما يتقلص النجم الأولي بدرجة كافية ، تؤدي الزيادة في درجة حرارته إلى اندماج نووي ، ويصبح النجم مرئيًا أثناء تبخره للشرنقة المحيطة. ثم تقود النجوم معظم حياتها كنجوم تسلسل رئيسي ، من خلال تعريف حرق الهيدروجين كوقودها النووي.

كان موت النجوم ، مع ذلك ، هو الذي أعطى العواقب الأكثر جاذبية.

طوال حياة النجم ، يوجد شد الحبل بين قوة ضغط جاذبية النجم والضغوط المتزايدة الناتجة عن التفاعلات النووية في قلبه. بعد دورات التورم والانكماش المرتبطة بحرق الوقود النووي الأثقل بشكل تدريجي ، في نهاية المطاف نفد الوقود النووي القابل للاستخدام من النجم. ثم يتقلص النجم المستنفد تحت تأثير جاذبيته. يتم تحديد المصير النهائي لأي نجم بمفرده من خلال كتلة النجم المتبقية بعد تفجير طبقاته الخارجية أثناء تشنجات الموت الانتيابية.

يمكن للنجوم منخفضة الكتلة أن تندمج الهيدروجين فقط ، وعندما يتم استخدام الهيدروجين ، توقف الاندماج. تقلص النجم المستنفد ليصبح قزمًا أبيض.

تتضخم النجوم ذات الكتلة المتوسطة لتصبح عمالقة حمراء ، تنفجر السدم الكوكبية في انفجارات هائلة قبل أن تتقلص إلى أقزام بيضاء. تنهار بقايا نجم أقل من 1.44 ضعف كتلة الشمس (يُطلق عليه حد Chandrasekhar) إلى أن يمارس الضغط في السحب الإلكترونية المضغوطة بشكل متزايد ضغطًا كافيًا لموازنة قوة الجاذبية المنهارة. تصبح مثل هذه النجوم "أقزامًا بيضاء" ، يتقلص نصف قطرها بضعة آلاف من الكيلومترات - تقريبًا بحجم كوكب. هذا هو مصير شمسنا.

يمكن أن تخضع النجوم عالية الكتلة إما لتفجير الكربون أو دورات اندماج إضافية تخلق ثم تستخدم عناصر أثقل بشكل متزايد كوقود نووي. بغض النظر ، يمكن لدورات الاندماج أن تستخدم فقط عناصر أثقل حتى الحديد (المنتج الرئيسي لانصهار السيليكون). في النهاية ، عندما يتراكم الحديد في اللب ، يمكن أن يتجاوز اللب حد Chandrasekhar البالغ 1.44 ضعف كتلة الشمس وينهار. مهد هذا الفهم النظري الأولي الطريق للعديد من الاكتشافات في النصف الثاني من القرن العشرين ، عندما كان من المفهوم تمامًا أنه عندما يتم دفع الإلكترونات إلى البروتونات ، تتشكل النيوترونات ويتم إطلاق الطاقة كأشعة جاما والنيوترينوات. بعد تفجير طبقاته الخارجية في انفجار مستعر أعظم (النوع الثاني) ، شكلت بقايا النجم نجمًا نيوترونيًا و / أو نجمًا نابضًا (اكتشف في أواخر الستينيات).

على الرغم من أنه لم يفهم الآليات النووية تمامًا (ولا بالطبع المصطلحات الأكثر حداثة المطبقة على تلك المفاهيم) ، إلا أن عمل شاندراسيخار سمح بالتنبؤ بأن مثل هذه النجوم النيوترونية ستكون على بعد بضعة كيلومترات فقط في دائرة نصف قطرها داخل مثل هذا النجم النيوتروني. توازن القوى النووية وتنافر النوى الذرية المضغوطة قوة الجاذبية الساحقة. ومع ذلك ، مع وجود نجوم أكثر ضخامة ، لم تكن هناك قوة معروفة في الكون يمكن أن تصمد أمام انهيار الجاذبية. ستستمر مثل هذه النجوم غير العادية في انهيارها لتشكيل حالة فردية - حيث انهار نجم إلى درجة لا نهائية من الكثافة. وفقًا للنسبية العامة ، فإن مثل هذا النجم ينهار ، حيث ينهار مجال جاذبيته في الزمكان بشكل مكثف لدرجة أنه لا يمكن حتى للضوء الهروب ، ويتشكل "ثقب أسود".

على الرغم من أن المصطلحات الحديثة المعروضة هنا لم تكن لغة علماء الفلك في أوائل القرن العشرين ، فقد قدم عالم الفلك الألماني كارل شوارزشيلد (1873-1916) مساهمات مبكرة مهمة في فهم خصائص الفضاء الهندسي حول التفرد عند تشوهها ، وفقًا لنظرية النسبية العامة لأينشتاين .


تعطينا Adelle رؤى مذهلة حول أبحاثها حول النجوم النيوترونية بوضوح رائع وهي تأخذنا من خلال تقنياتها البحثية باستخدام أنظمة تراكمية لرؤية غير المرئي ، وفهم الأعمال الداخلية والظواهر السطحية للنجوم النيوترونية. بالنسبة لدرجة الدكتوراه ، قامت Adelle بنشر سلسلة من الأوراق البحثية الرائعة للمؤلف الأول ، وكانت ورقتها البحثية Bayesian رائعة للغاية!

إذا لم تتمكن من الوصول إلى ورقة Adelle's Bayesian في مجلة Astrophysical Journal Letters ، فيمكنك الحصول على ملف pdf مجانًا من خادم ArXiv على tinyurl.com/adellegoodwin. هذه مهنة يجب مراقبتها عن كثب ونتمنى لـ Adelle كل التوفيق للحصول على درجة الدكتوراه ، والتي ستقدمها في الأسبوع القادم.


أول تحديد لعنصر ثقيل ناتج عن اصطدام نجم نيوتروني

صورة: وجد فريق من الباحثين الأوروبيين ، باستخدام بيانات من أداة X-shooter على تلسكوب ESO الكبير جدًا ، توقيعات السترونتيوم التي تشكلت في اندماج نجم نيوتروني. يظهر انطباع هذا الفنان. عرض المزيد

الائتمان: ESO / L. كال & # 231ada / م. كورنميسر

لأول مرة ، تم اكتشاف عنصر ثقيل حديث الصنع ، السترونشيوم ، في الفضاء ، في أعقاب اندماج نجمين نيوترونيين. لوحظ هذا الاكتشاف بواسطة مطياف X-shooter ESO على التلسكوب الكبير جدًا (VLT) وتم نشره اليوم في Nature. يؤكد الاكتشاف أن العناصر الأثقل في الكون يمكن أن تتشكل في عمليات اندماج النجوم النيوترونية ، مما يوفر قطعة مفقودة من لغز تكوين العناصر الكيميائية.

في عام 2017 ، بعد اكتشاف موجات الجاذبية التي تمر عبر الأرض ، وجه ESO تلسكوباته في تشيلي ، بما في ذلك VLT ، إلى المصدر: اندماج نجم نيوتروني يسمى GW170817. اشتبه علماء الفلك في أنه إذا تشكلت عناصر أثقل في اصطدام النجوم النيوترونية ، فيمكن الكشف عن بصمات هذه العناصر في كيلونوفا ، وهي العواقب المتفجرة لهذه الاندماجات. هذا ما فعله فريق من الباحثين الأوروبيين الآن ، باستخدام بيانات من أداة X-shooter على VLT الخاص بـ ESO.

بعد الاندماج GW170817 ، بدأ أسطول التلسكوبات ESO بمراقبة انفجار كيلونوفا الناشئ على نطاق واسع من الأطوال الموجية. أخذ X-shooter على وجه الخصوص سلسلة من الأطياف من الأشعة فوق البنفسجية إلى الأشعة تحت الحمراء القريبة. اقترح التحليل الأولي لهذه الأطياف وجود عناصر ثقيلة في كيلونوفا ، لكن علماء الفلك لم يتمكنوا من تحديد العناصر الفردية حتى الآن.

"من خلال إعادة تحليل بيانات عام 2017 من الاندماج ، حددنا الآن توقيع عنصر واحد ثقيل في كرة النار هذه ، السترونتيوم ، مما يثبت أن اصطدام النجوم النيوترونية يخلق هذا العنصر في الكون" ، كما يقول المؤلف الرئيسي للدراسة ، داراش واتسون من جامعة كوبنهاغن في الدنمارك. على الأرض ، يوجد السترونشيوم بشكل طبيعي في التربة ويتركز في بعض المعادن. تستخدم أملاحه لإعطاء الألعاب النارية لون أحمر لامع.

لقد عرف علماء الفلك العمليات الفيزيائية التي تخلق العناصر منذ الخمسينيات. على مدى العقود التالية ، اكتشفوا المواقع الكونية لكل من هذه التشكيلات النووية الكبرى ، باستثناء موقع واحد. يقول واتسون: "هذه هي المرحلة الأخيرة من مطاردة استمرت عقودًا لتحديد أصل العناصر". "نحن نعلم الآن أن العمليات التي خلقت العناصر حدثت في الغالب في النجوم العادية ، أو في انفجارات المستعرات الأعظمية ، أو في الطبقات الخارجية للنجوم القديمة. ولكن حتى الآن ، لم نكن نعرف مكان العملية النهائية غير المكتشفة ، والمعروفة باسم التقاط النيوترون السريع ، الذي أدى إلى تكوين العناصر الأثقل في الجدول الدوري ".

الالتقاط السريع للنيوترونات هي عملية تلتقط فيها النواة الذرية النيوترونات بسرعة كافية للسماح بتكوين عناصر ثقيلة جدًا. على الرغم من أن العديد من العناصر يتم إنتاجها في لب النجوم ، فإن تكوين عناصر أثقل من الحديد ، مثل السترونتيوم ، يتطلب بيئات أكثر سخونة مع الكثير من النيوترونات الحرة. يحدث الالتقاط السريع للنيوترونات بشكل طبيعي في البيئات القاسية حيث يتم قصف الذرات بأعداد هائلة من النيوترونات.

تقول كاميلا جول: "هذه هي المرة الأولى التي يمكننا فيها ربط المواد التي تم إنشاؤها حديثًا والتي تكونت عن طريق أسر النيوترونات بشكل مباشر مع اندماج نجم نيوتروني ، مما يؤكد أن النجوم النيوترونية مصنوعة من النيوترونات وربط عملية التقاط النيوترونات السريعة التي طال الجدل بمثل هذه الاندماجات". هانسن من معهد ماكس بلانك لعلم الفلك في هايدلبرغ ، والذي لعب دورًا رئيسيًا في الدراسة.

بدأ العلماء الآن فقط في فهم اندماج النجوم النيوترونية والكيلونوفا بشكل أفضل. Because of the limited understanding of these new phenomena and other complexities in the spectra that the VLT's X-shooter took of the explosion, astronomers had not been able to identify individual elements until now.

"We actually came up with the idea that we might be seeing strontium quite quickly after the event. However, showing that this was demonstrably the case turned out to be very difficult. This difficulty was due to our highly incomplete knowledge of the spectral appearance of the heavier elements in the periodic table," says University of Copenhagen researcher Jonatan Selsing, who was a key author on the paper.

The GW170817 merger was the fifth detection of gravitational waves, made possible thanks to the NSF's Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) in the US and the Virgo Interferometer in Italy. Located in the galaxy NGC 4993, the merger was the first, and so far the only, gravitational wave source to have its visible counterpart detected by telescopes on Earth.

With the combined efforts of LIGO, Virgo and the VLT, we have the clearest understanding yet of the inner workings of neutron stars and their explosive mergers.

This research was presented in a paper to appear in Nature on 24 October 2019.

ESO is the foremost intergovernmental astronomy organisation in Europe and the world's most productive ground-based astronomical observatory by far. It has 16 Member States: Austria, Belgium, the Czech Republic, Denmark, France, Finland, Germany, Ireland, Italy, the Netherlands, Poland, Portugal, Spain, Sweden, Switzerland and the United Kingdom, along with the host state of Chile and with Australia as a Strategic Partner. ESO carries out an ambitious programme focused on the design, construction and operation of powerful ground-based observing facilities enabling astronomers to make important scientific discoveries. ESO also plays a leading role in promoting and organising cooperation in astronomical research. ESO operates three unique world-class observing sites in Chile: La Silla, Paranal and Chajnantor. At Paranal, ESO operates the Very Large Telescope and its world-leading Very Large Telescope Interferometer as well as two survey telescopes, VISTA working in the infrared and the visible-light VLT Survey Telescope. Also at Paranal ESO will host and operate the Cherenkov Telescope Array South, the world's largest and most sensitive gamma-ray observatory. ESO is also a major partner in two facilities on Chajnantor, APEX and ALMA, the largest astronomical project in existence. And on Cerro Armazones, close to Paranal, ESO is building the 39-metre Extremely Large Telescope, the ELT, which will become "the world's biggest eye on the sky".

* ESO Telescopes Observe First Light from Gravitational Wave Source - https:/ / www. eso. org/ public/ news/ eso1733/

Darach Watson
Cosmic Dawn Center (DAWN), Niels Bohr Institute, University of Copenhagen
كوبنهاجن، دينيمارك
Cell: +45 24 80 38 25
Email: [email protected]

Camilla J. Hansen
Max Planck Institute for Astronomy
Heidelberg, Germany
Tel: +49 6221 528-358
Email: [email protected]

Jonatan Selsing
Cosmic Dawn Center (DAWN), Niels Bohr Institute, University of Copenhagen
كوبنهاجن، دينيمارك
Cell: +45 61 71 43 46
Email: [email protected]

Bárbara Ferreira
ESO Public Information Officer
Garching bei München, Germany
Tel: +49 89 3200 6670
Email: [email protected]

تنصل: AAAS و EurekAlert! ليست مسؤولة عن دقة النشرات الإخبارية المرسلة على EurekAlert! من خلال المؤسسات المساهمة أو لاستخدام أي معلومات من خلال نظام EurekAlert.


First identification of a heavy element born from neutron star collision

A team of European researchers, using data from the X-shooter instrument on ESO's Very Large Telescope, has found signatures of strontium formed in a neutron-star merger. This artist's impression shows two tiny but very dense neutron stars at the point at which they merge and explode as a kilonova. In the foreground, we see a representation of freshly created strontium. Credit: ESO/L. Calçada/M. كورنميسر

For the first time, a freshly made heavy element, strontium, has been detected in space, in the aftermath of a merger of two neutron stars. This finding was observed by ESO's X-shooter spectrograph on the Very Large Telescope (VLT) and is published today in Nature. The detection confirms that the heavier elements in the Universe can form in neutron star mergers, providing a missing piece of the puzzle of chemical element formation.

In 2017, following the detection of gravitational waves passing the Earth, ESO pointed its telescopes in Chile, including the VLT, to the source: a neutron star merger named GW170817. Astronomers suspected that, if heavier elements did form in neutron star collisions, signatures of those elements could be detected in kilonovae, the explosive aftermaths of these mergers. This is what a team of European researchers has now done, using data from the X-shooter instrument on ESO's VLT.

Following the GW170817 merger, ESO's fleet of telescopes began monitoring the emerging kilonova explosion over a wide range of wavelengths. X-shooter in particular took a series of spectra from the ultraviolet to the near infrared. Initial analysis of these spectra suggested the presence of heavy elements in the kilonova, but astronomers could not pinpoint individual elements until now.

"By reanalysing the 2017 data from the merger, we have now identified the signature of one heavy element in this fireball, strontium, proving that the collision of neutron stars creates this element in the Universe," says the study's lead author Darach Watson from the University of Copenhagen in Denmark. On Earth, strontium is found naturally in the soil and is concentrated in certain minerals. Its salts are used to give fireworks a brilliant red colour.

Astronomers have known the physical processes that create the elements since the 1950s. Over the following decades they have uncovered the cosmic sites of each of these major nuclear forges, except one. "This is the final stage of a decades-long chase to pin down the origin of the elements," says Watson. "We know now that the processes that created the elements happened mostly in ordinary stars, in supernova explosions, or in the outer layers of old stars. But, until now, we did not know the location of the final, undiscovered process, known as rapid neutron capture, that created the heavier elements in the periodic table."

Rapid neutron capture is a process in which an atomic nucleus captures neutrons quickly enough to allow very heavy elements to be created. Although many elements are produced in the cores of stars, creating elements heavier than iron, such as strontium, requires even hotter environments with lots of free neutrons. Rapid neutron capture only occurs naturally in extreme environments where atoms are bombarded by vast numbers of neutrons.

"This is the first time that we can directly associate newly created material formed via neutron capture with a neutron star merger, confirming that neutron stars are made of neutrons and tying the long-debated rapid neutron capture process to such mergers," says Camilla Juul Hansen from the Max Planck Institute for Astronomy in Heidelberg, who played a major role in the study.

Scientists are only now starting to better understand neutron star mergers and kilonovae. Because of the limited understanding of these new phenomena and other complexities in the spectra that the VLT's X-shooter took of the explosion, astronomers had not been able to identify individual elements until now.

"We actually came up with the idea that we might be seeing strontium quite quickly after the event. However, showing that this was demonstrably the case turned out to be very difficult. This difficulty was due to our highly incomplete knowledge of the spectral appearance of the heavier elements in the periodic table," says University of Copenhagen researcher Jonatan Selsing, who was a key author on the paper.

The GW170817 merger was the fifth detection of gravitational waves, made possible thanks to the NSF's Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) in the US and the Virgo Interferometer in Italy. Located in the galaxy NGC 4993, the merger was the first, and so far the only, gravitational wave source to have its visible counterpart detected by telescopes on Earth.

With the combined efforts of LIGO, Virgo and the VLT, we have the clearest understanding yet of the inner workings of neutron stars and their explosive mergers.

This research was presented in a paper to appear in Nature on 24 October 2019.


Barfing neutron stars reveal their inner guts

Observations of the kilonova. Credit: P.K. Blanchard/ E. Berger/ Pan-STARRS/DECam.

We don't really understand neutron stars. Oh, we know that they نكون – they're the leftover remnants of some of the most massive stars in the universe – but revealing their inner workings is a little bit tricky, because the physics keeping them alive is only poorly understood.

But every once in a while two neutron stars smash together, and when they do, they tend to blow up, spewing their quantum guts all over space. Depending on the internal structure and composition of the neutron stars, the "ejecta" (the polite scientific term for astronomical projectile vomit) will look different to us Earth-bound observers, giving us a gross but potentially powerful way to understand these exotic creatures.

As you might have guessed it, neutron stars are made of neutrons. Well, mostly. They also have some protons swimming around inside of them, which is important for later so I hope you remember that.

Neutron stars are the leftover cores of some really big stars. When those giant stars near the end of their lives, they start fusing lighter elements into iron and nickel. The gravitational weight of the rest of the star continues to smash those atoms together, but those fusion reactions no longer produce excess energy, which means that nothing prevents the star from continuing to disastrously collapse in on itself.

In the core, the pressures and densities become so extreme that random electrons get shoved inside protons, turning them into neutrons. Once this process completes (which takes less than a dozen minutes) this giant ball of neutrons finally has the wherewithal to resist further collapse. The rest of the star bounces off that newly-forged core and blows up in a beautiful supernova explosion, leaving behind the core: the neutron star.

So like I said, neutron stars are giant balls of neutrons, with tons of material (a few sun's worth!) crammed into a volume no bigger than a city. As you might imagine, the interiors of these exotic creatures are strange, mysterious, and complex.

Do the neutrons bunch of into layers and form little structures? Are the deep interiors a thick soup of neutrons that just get stranger and stranger the deeper you go? Does that give way to even weirder stuff? What about nature of the crust – the outermost layer of packed electrons?

There are a lot of unanswered questions when it comes to neutron stars. But thankfully, nature gave us a way of peering inside them.

Minor downside: we have to wait for two neutron stars to collide before we get a chance to see what they're made of. Do you remember GW170817? You actually do – it was the big discovery of gravitational waves emanating from two colliding neutron stars, along with a host of rapid-fire telescope followup observations across the electromagnetic spectrum.

All these simultaneous observations gave us the most complete picture yet of so-called kilonovas, or powerful bursts of energy and radiation from these extreme events. The particular episode of GW170817 was the only one ever caught with gravitational wave detectors, but certainly not the only one to happen in the universe.

When neutron stars collide, things get messy really fast. What makes things especially messy is the small population of protons lurking around inside the mostly-neutron neutron star. Because of their positive charge and the super-fast rotation of the star itself, they're able to create incredibly strong magnetic field (in some cases the most powerful magnetic fields in the entire universe) and those magnetic fields play some wicked games.

In the aftermath of a neutron star collision, the tattered remnants of the dead stars continue to swirl around each other in rapid orbit, with some of their entrails expanding away in a titanic blast wave, fueled by the energy of the crash.

The remaining swirling material quickly forms a disk, with that disk threaded by strong magnetic fields. And when strong magnetic fields find themselves inside rapidly-rotating disks, they start to fold in on themselves and amplify, becoming even stronger. Through a process not entirely understood (because the physics, like the scenario, gets a little messy) these magnetic fields wind themselves up near the center of the disk and funnel material out and away from the system altogether: a jet.

The jets, one at each pole, blast outwards, carrying radiation and particles far from the cosmic car accident. In a recent paper, researched investigated the formation and lifetime of the jet, looking especially carefully at how long it takes for a jet to form after the initial collision. It turns out that the details of the jet-launching mechanism depend on the interior contents of the original neutron stars: if you change how neutron stars are structured, you get difference collision stories and different signatures in the properties of the jets.

With more gruesome observations of kilonovas we might yet be able to discern some of these models, and learn what makes neutron stars really tick.


شاهد الفيديو: النجوم النيوترونية (أغسطس 2022).