الفلك

حجم النجم النيوتروني في أطر مرجعية مختلفة

حجم النجم النيوتروني في أطر مرجعية مختلفة

ما هو الحجم التقديري للنجوم النيوترونية التي لوحظت في إطارها المرجعي وفي إطارنا المرجعي؟

بمعنى ، ما مدى انحناء الزمكان حول النجوم النيوترونية؟


إذا تجاهلنا مشكلة الدوران (كما أشار Pela ، فإن التصحيح أقل من 1٪) ، فيمكننا تقريب انحناء الزمكان داخل النجم النيوتروني باستخدام مقياس Schwarzschild الداخلي واستخدام المقياس الخارجي للخارج. ال $ r $ التنسيق هو ليس المسافة الشعاعية كما يتوقع المرء ، ولكن محددة من حيث ص = دولار دوائر ثابتة لها محيط 2 دولار pi r $.

نجم نيوتروني نصف قطره $ R $ في هذه المقاييس محيط يقاس على سطحه مثل 2 دولار pi R $ كما هو متوقع. لكن المسافة إلى القلب (أي طول الثقب من السطح إلى اللب) هي: $$ d (R) = int_0 ^ {R} frac {dr} {1-Kr ^ 2} = frac {1} { sqrt {K}} tanh ^ {- 1} left ( sqrt {K} R right). $$ أين $ K = r_s / R ^ 3 $ و $ r_s $ هو نصف قطر Schwarzschild للنجم (كل هذا يفترض كثافة ثابتة في الداخل). إذا رسمنا هذا لنجوم مختلفة $ R $ (لكن الكتلة نفسها ، لنقل كتلة شمسية واحدة ، تنتج ثابتًا $ r_s $) نحصل على ما يلي:

مع اقتراب النجم النيوتروني من التحول إلى ثقب أسود ، يصبح "أعمق": يوجد حجم أكبر مما يتوقعه المرء. النجوم النيوترونية الأقل كثافة لها أعماق تقيس خطيًا بنصف قطرها ... إلا أنها كذلك $ r_s / 3 دولارات أكبر! تأتي هذه النتيجة الفردية من افتراض أننا ننظر إلى النجوم من نفس الكتلة على الرغم من أننا نجعلها أكبر بكثير. سوف ينحني جسم كتلة ثابت كبير الزمكان أيضًا ، وهذا ينتج هذا التأثير. (نعم ، هذا يعني أن الشمس موجودة ص / 3 = 984.73 دولار أمتار أعمق مما تبدو!)

إذا قررنا بدلاً من ذلك أننا نستخدم كثافة ثابتة (على سبيل المثال الكثافة النووية) ورسمنا العمق ، فإن الانهيار إلى ثقب أسود يحدث بدلاً من ذلك على اليمين حيث يصبح مجال النيوترونيوم كبيرًا جدًا. هنا ما زلت أستخدم نصف قطر Schwarzschild الشمسي كمقياس طول لإبقاء الأشياء قابلة للمقارنة. الآن ، بالنسبة إلى المجالات الصغيرة ، يتقارب الإحداثيات والأعماق المقاسة:

في النجوم النيوترونية الفعلية تتعقد الأمور بالدوران ، ويتباعد ضغط النواة كلما اقترب المرء $ (9/8) r_s $، وبالطبع من الصعب حفر حفرة من خلال النيوترونات فائقة الميوعة.


يتم إعطاء نصف القطر المستنتج بواسطة مراقب بعيد بواسطة $$ R _ { infty} = frac {R} { sqrt {1- R_s / R}} ، $$ أين $ R_s = 2GM / c ^ 2 $, مليون دولار هي كتلة الجاذبية و $ R $ هو نصف القطر المقاس على السطح.

حقيقة ان $ R _ { infty}> R $ لأن الراصد يمكنه رؤية أكثر من 50٪ من سطح النجم النيوتروني. راجع https://physics.stackexchange.com/questions/350805/seeing-something-from-only-one-angle-means-you-have-only-seen-what-of-its-su/350814#350814


حجم النجم النيوتروني في أطر مرجعية مختلفة - علم الفلك

1. إيضاحات حول اندماج النيوترونات والثقب الأسود
تشير دراسة جديدة باستخدام بيانات شاندرا GW170817 إلى أن الحدث الذي أنتج موجات الجاذبية من المحتمل أن يكون قد أدى إلى إنشاء ثقب أسود أدنى كتلة معروف. يُظهر الرسم التوضيحي الأول للفنان (على اليسار) جزءًا رئيسيًا من العملية التي أدت إلى إنشاء هذا الثقب الأسود الجديد ، حيث يدور النجمان النيوترونيان حول بعضهما البعض أثناء الاندماج. (تصور المادة الأرجوانية حطامًا من الاندماج.) يوضح الرسم التوضيحي الثاني للفنان (على اليمين) الثقب الأسود الذي نتج عن الاندماج ، جنبًا إلى جنب مع قرص من المادة المتساقطة ونفث من الجسيمات عالية الطاقة. (الائتمان: NASA / CXC / M. Weiss)

2. GW170817 تخطيطي
بعد اندماج نجمين نيوترونيين ، أنتجت موجات الجاذبية القوية (غير الموضحة هنا) المصدر GW170817. تبع ذلك موجة من أشعة جاما تولدت عن طريق نفاثة أو حزمة ضيقة ، من جسيمات عالية الطاقة ، مصورة باللون الأحمر. في البداية كانت الطائرة ضيقة (كما هو موضح على اليسار) مع عرض تشاندرا لها من الجانب ، مما يعطي إشارة بالأشعة السينية أضعف من أن يتم اكتشافها. ومع ذلك ، مع مرور الوقت ، تباطأت المادة الموجودة في الطائرة واتسعت (كما هو موضح على اليمين) حيث اصطدمت بالمواد المحيطة ، مما تسبب في ارتفاع انبعاث الأشعة السينية عندما ظهرت الطائرة مباشرة من قبل شاندرا. من المحتمل أن يكون هذا التدفق والنظير الموجودين في الاتجاه المعاكس ناتجًا عن سقوط مادة على ثقب أسود ناتج عن اندماج النجمين النيوترونيين. يقع الثقب الأسود في المصدر الأبيض في قاعدة الطائرات. (الائتمان: NASA / CXC / K.DiVona)

3. رسم توضيحي لمغناطيس
يوضح هذا الرسم التوضيحي أن نجمًا نيوترونيًا يدور ببطء مع مجال مغناطيسي سطح عادي يُطلق رشقات من الأشعة السينية وأشعة جاما. (رسم توضيحي: NASA / CXC / M. Weiss)

4. رسم توضيحي لمغنطيس
توضح هذه الرسوم التوضيحية كيف يمكن لنجم نيوتروني يدور بسرعة كبيرة ، والذي تشكل من انهيار نجم ضخم للغاية ، أن ينتج مجالات مغناطيسية قوية بشكل لا يصدق. تُعرف هذه الأشياء باسم المغناطيسية. (رسم توضيحي: NASA / CXC / M. Weiss)

5. رسم توضيحي لمغناطيس
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. (رسم توضيحي: NASA / CXC / M. Weiss)

6. الرسم التوضيحي للنجم النيوتروني
يوضح تصور هذا الفنان 1E 1207.4-5209 ، وهو نجم نيوتروني ذو بقعة قطبية ساخنة ومجال مغناطيسي قوي (خطوط أرجوانية). (رسم توضيحي: NASA / CXC / M. Weiss)

7. المقربة من نجم نيوتروني
لقطة مقربة للنجم النيوتروني ، توضح كيف تسقط المادة ، أو تتراكم ، من قرص التراكم إلى النجم النيوتروني. (رسم توضيحي: CXC / S. Lee)

8. مقارنة حجم RX J1856 بنجوم النيوترون والكوارك
يُظهر عرض هذا الفنان أن قطر RX J1856.5-3754 ، الذي تم تحديده بواسطة بيانات من مرصد Chandra X-ray التابع لناسا ، أصغر من أن يكون نجمًا نيوترونيًا. تتوافق البيانات مع الحجم المتوقع لنجم كوارك غريب ، وهو جسم لم يسبق له مثيل في الطبيعة. (رسم توضيحي: NASA / CXC / M. Weiss)

9. نيوترون ستار / كوارك ستار الداخلية
في النجم النيوتروني (على اليسار) ، تكون الكواركات التي تتكون منها النيوترونات محصورة داخل النيوترونات. في نجم الكوارك (على اليمين) ، تكون الكواركات حرة ، لذا فهي تشغل مساحة أقل ويكون قطر النجم أصغر. (رسم توضيحي: NASA / CXC / M. Weiss)

10. شكل توضيحي للأحجام النسبية لجراند كانيون والنجم النيوتروني ونجم الكوارك
جراند كانيون هو 18 ميلا من حافة الحافة. يبلغ قطر النجم النيوتروني حوالي 12 ميلًا ، ويبلغ قطر النجم الكواركي حوالي 7 أميال. (رسم توضيحي: CXC / D. Berry)


حصل الفريق على أفضل قياس لحجم النجم النيوتروني حتى الآن

نجم نيوتروني نموذجي يبلغ نصف قطره أحد عشر كيلومترًا يعادل حجم مدينة ألمانية متوسطة الحجم تقريبًا. الائتمان: مركز جودارد لرحلات الفضاء التابع لناسا

حصل فريق بحث دولي بقيادة أعضاء من معهد ماكس بلانك لفيزياء الجاذبية (معهد ألبرت أينشتاين AEI) على قياسات جديدة لمدى ضخامة النجوم النيوترونية. للقيام بذلك ، قاموا بدمج وصف المبادئ الأولية العامة للسلوك غير المعروف لمادة النجم النيوتروني مع الملاحظات متعددة الرسائل للاندماج الثنائي للنجوم النيوترونية GW170817. نتائجهم التي ظهرت في علم الفلك الطبيعي اليوم ، أكثر صرامة بمقدار ضعفين عن الحدود السابقة وتظهر أن نصف قطر نجم نيوتروني نموذجي يقترب من 11 كيلومترًا. وجدوا أيضًا أن النجوم النيوترونية المندمجة مع الثقوب السوداء من المرجح في معظم الحالات أن يتم ابتلاعها كاملة ، ما لم يكن الثقب الأسود صغيرًا و / أو يدور بسرعة. هذا يعني أنه على الرغم من إمكانية ملاحظة عمليات الاندماج كمصادر للموجات الثقالية ، إلا أنها ستكون غير مرئية في الطيف الكهرومغناطيسي.

"اندماج النجوم الثنائية النيوترونية هو منجم ذهب للمعلومات!" يقول كولين كابانو ، الباحث في AEI Hannover والمؤلف الرئيسي لكتاب علم الفلك الطبيعي دراسة. "تحتوي النجوم النيوترونية على المادة الأكثر كثافة في الكون المرئي. في الواقع ، إنها كثيفة ومضغوطة للغاية ، بحيث يمكنك التفكير في النجم بأكمله كنواة ذرية واحدة ، بحجم مدينة. عن طريق قياس هذه الأشياء" الخصائص ، نتعرف على الفيزياء الأساسية التي تحكم المادة على المستوى دون الذري ".

يقول بدري كريشنان ، الذي يقود فريق البحث في AEI هانوفر: "وجدنا أن النجم النيوتروني النموذجي ، الذي يبلغ ثقله 1.4 مرة مثل شمسنا ، يبلغ نصف قطره حوالي 11 كيلومترًا". "تحدد نتائجنا نصف القطر على الأرجح في مكان ما بين 10.4 و 11.9 كيلومترًا. وهذا عامل أكثر صرامة من النتائج السابقة".

اندماج ثنائي بين النجوم النيوترونية باعتبارها كنزًا فيزيائيًا فلكيًا

النجوم النيوترونية هي بقايا مضغوطة وكثيفة للغاية من انفجارات المستعر الأعظم. إنها بحجم مدينة تصل إلى ضعف كتلة شمسنا. كيف تتصرف المادة شديدة الكثافة والغنية بالنيوترونات غير معروفة ، ومن المستحيل خلق مثل هذه الظروف في أي مختبر على وجه الأرض. اقترح الفيزيائيون نماذج مختلفة (معادلات الحالة) ، لكن من غير المعروف أي (إن وجد) من هذه النماذج يصف بشكل صحيح مادة النجم النيوتروني في الطبيعة.

اندماج النجوم النيوترونية الثنائية - مثل GW170817 ، الذي لوحظ في موجات الجاذبية والطيف الكهرومغناطيسي بأكمله في أغسطس 2017 - هي أكثر الأحداث الفيزيائية الفلكية إثارة عندما يتعلق الأمر بمعرفة المزيد عن المادة في الظروف القاسية والفيزياء النووية الأساسية. من هذا ، يمكن للعلماء بدورهم تحديد الخصائص الفيزيائية للنجوم النيوترونية مثل نصف قطرها وكتلتها.

استخدم فريق البحث نموذجًا يعتمد على وصف المبادئ الأولية لكيفية تفاعل الجسيمات دون الذرية عند الكثافة العالية الموجودة داخل النجوم النيوترونية. من اللافت للنظر ، كما أوضح الفريق ، أن الحسابات النظرية بمقاييس طولية تقل عن تريليون من المليمتر يمكن مقارنتها مع ملاحظات جسم فيزيائي فلكي يبعد أكثر من مائة مليون سنة ضوئية.

يقول كابانو: "إنه أمر محير بعض الشيء". "GW170817 نتج عن اصطدام جسمين بحجم المدينة قبل 120 مليون سنة ، عندما كانت الديناصورات تتجول هنا على الأرض. حدث هذا في مجرة ​​على بعد مليار تريليون كيلومتر. من ذلك ، اكتسبنا نظرة ثاقبة في الفيزياء الذرية . "

ما هو حجم النجم النيوتروني؟

يتنبأ وصف المبادئ الأولى الذي استخدمه الباحثون بمجموعة كاملة من معادلات الحالة الممكنة للنجوم النيوترونية ، والتي يتم اشتقاقها مباشرة من الفيزياء النووية. من هذه العائلة ، اختار المؤلفون أولئك الأعضاء الذين من المرجح أن يشرحوا مختلف الملاحظات الفيزيائية الفلكية التي اختاروها النماذج

  • التي تتفق مع ملاحظات موجة الجاذبية لـ GW170817 من بيانات LIGO و Virgo العامة ،
  • التي تنتج نجمًا نيوترونيًا شديد الكتلة قصير العمر نتيجة الاندماج ، و
  • التي تتفق مع القيود المعروفة على الحد الأقصى لكتلة النجم النيوتروني من الملاحظات النظيرة الكهرومغناطيسية لـ GW170817.

لم يسمح هذا للباحثين فقط باستنباط معلومات قوية عن فيزياء المادة الكثيفة ، ولكن أيضًا للحصول على أكثر القيود صرامة على حجم النجوم النيوترونية حتى الآن.

الأرصاد المستقبلية لموجة الجاذبية والرسائل المتعددة

"هذه النتائج مثيرة ، ليس فقط لأننا تمكنا من تحسين قياسات نصف قطر النجوم النيوترونية إلى حد كبير ، ولكن لأنها تمنحنا نافذة على المصير النهائي للنجوم النيوترونية في دمج الثنائيات" ، كما تقول ستيفاني براون ، مؤلفة مشاركة في المنشور ودكتوراه. طالب في AEI هانوفر. تشير النتائج الجديدة إلى أنه مع حدث مثل GW170817 ، فإن كاشفات LIGO و Virgo عند حساسية التصميم ستكون قادرة على التمييز بسهولة ، من موجات الجاذبية وحدها ، بين نجمين نيوترونيين أو اثنين من الثقوب السوداء. بالنسبة إلى GW170817 ، كانت الملاحظات في الطيف الكهرومغناطيسي ضرورية لتحقيق هذا التمييز.

وجد فريق البحث أيضًا أنه بالنسبة للثنائيات المختلطة (نجم نيوتروني يندمج مع ثقب أسود) ، فإن ملاحظات اندماج موجات الجاذبية وحدها ستواجه صعوبة في تمييز مثل هذه الأحداث عن الثقوب السوداء الثنائية. ستكون الملاحظات في الطيف الكهرومغناطيسي أو موجات الجاذبية بعد الاندماج حاسمة لتمييزهما عن بعضهما البعض.

ومع ذلك ، فقد اتضح أن النتائج الجديدة تشير أيضًا إلى أنه من غير المحتمل حدوث ملاحظات متعددة الرسائل لعمليات اندماج ثنائية مختلطة. يوضح كابانو: "لقد أظهرنا أنه في جميع الحالات تقريبًا لن يتمزق النجم النيوتروني بسبب الثقب الأسود بل يبتلعه بالكامل". "فقط عندما يكون الثقب الأسود صغيرًا جدًا أو يدور بسرعة ، يمكنه تعطيل النجم النيوتروني قبل ابتلاعه وعندها فقط يمكننا توقع رؤية أي شيء غير موجات الجاذبية."

مستقبل مشرق في المستقبل

في العقد المقبل ، ستصبح أجهزة كشف الموجات الثقالية الحالية أكثر حساسية ، وستبدأ أجهزة الكشف الإضافية في المراقبة. يتوقع فريق البحث المزيد من الاكتشافات الصاخبة لموجات الجاذبية وأرصاد متعددة الرسائل المحتملة من نجوم نيوترونية ثنائية مدمجة. ستوفر كل من عمليات الدمج هذه فرصًا رائعة لمعرفة المزيد عن النجم النيوتروني والفيزياء النووية.


حجم النجم النيوتروني في أطر مرجعية مختلفة - علم الفلك

نقدم طريقة لحساب حلول مشكلة القيمة الأولية في (3 + 1) النسبية العامة المقابلة لأنظمة النجوم النيوترونية الثنائية (BNS) في مدارات شبه توازن غير منطقية. يتم حل معادلات القيمة الأولية باستخدام موتر متري مكاني مسطح بشكل مطابق. تتوافق ديناميكيات الموائع النجمية مع الأنظمة ذات الدوامة الصفرية في الإطار المرجعي بالقصور الذاتي. من المحتمل أن تشبه الأنظمة اللاعاقية مثل تلك التي تم تحليلها في العمل الحالي المراحل الأخيرة من تطور ثنائيات النجوم النيوترونية ، مما يوفر رؤى حول العملية الملهمة. تُشتق سرعة المائع من انحدار الجهد القياسي. تم تطوير برنامج رقمي لحل المعادلات البيضاوية للحقول المترية وإمكانات سرعة السائل. نناقش التقنيات العددية المختلفة المستخدمة لتحقيق دقة عالية عبر الحجم النجمي ، بالإضافة إلى الطرق المستخدمة لإيجاد حلول للمعادلات الشبيهة ببواسون مع شروط الحدود المقابلة لها. نقدم متواليات من مدارات دائرية شبه مستقرة تحافظ على الكتلة الباريونية. تحاكي هذه التسلسلات التطور الزمني للالهامسيرال ويتم الحصول عليها دون حل معادلات التطور المعقدة. كما أنها توفر مجموعات من بيانات القيمة الأولية لرموز التطور في المستقبل ، والتي يجب أن تكون صالحة في وقت قريب جدًا من عملية الدمج النهائية. نقوم بتقييم انبعاث إشعاع الجاذبية أثناء التطور من خلال طرق التوسيع متعددة الأقطاب.


حجم النجم النيوتروني

أخذ فريق بقيادة باحثين في معهد ألبرت أينشتاين (AEI) في ألمانيا تلك الملاحظات ثم جمعها مع نماذج لكيفية تصرف الجسيمات دون الذرية في الظروف شديدة الكثافة داخل النجوم النيوترونية. في حين أنه من المستحيل إعادة إنشاء مثل هذه الظروف في المختبرات على الأرض ، أظهر الفيزيائيون أنه يمكنهم استخدام النظرية الحالية لاستقراء حساباتهم من أصغر المقاييس إلى ما يحدث في النجوم النيوترونية البعيدة.

تشير نتائجهم إلى أن النجوم النيوترونية يجب أن يتراوح عرضها بين 13 و 15 ميلًا. والنجم النيوتروني النموذجي يجب أن يكون عرضه حوالي 13.7 ميل. تضع التقديرات قيودًا أكثر صرامة على حجم النجم النيوتروني مقارنة بالدراسات السابقة.

قال كولين كابانو الباحث في AEI ومؤلف الدراسة في بيان إعلامي: "تحتوي النجوم النيوترونية على المادة الأكثر كثافة في الكون المرئي". "في الواقع ، إنها كثيفة ومضغوطة لدرجة أنه يمكنك التفكير في النجم بأكمله كنواة ذرية واحدة ، بحجم مدينة. من خلال قياس خصائص هذه الأشياء ، نتعرف على الفيزياء الأساسية التي تحكم المادة على المستوى دون الذري ".


النجوم النيوترونية في إطارات R 2 - الجاذبية وموجات الجاذبية

تم أخذ النماذج الواقعية للنجوم النيوترونية في الاعتبار من أجل جاذبية R + α R 2 البسيطة ونظرية Brance-Dicke المكافئة مع مجال متوسع في إطار أينسين. بالنسبة للقيم السالبة لـ α ، ليس لدينا نتائج مقبولة من وجهة نظر الفيزياء الفلكية: الحل الناتج للنجوم الكروية لا يتطابق مع محلول شوارزشيلد في اللانهاية المكانية. كتلة النجم من وجهة نظر المراقب البعيد تميل إلى قيم كبيرة جدًا. بالنسبة إلى α & gt 0 ، من الممكن الحصول على حلول باستخدام المقاربات المطلوبة وكتلة النجوم المحددة جيدًا. تتناقص الكتلة المحصورة بالسطح النجمي مع زيادة α ولكن لدينا بعض الإسهام في الكتلة من كرة الجاذبية التي تظهر خارج النجم. التأثير الناتج هو زيادة كتلة الجاذبية من وجهة نظر المراقب البعيد. لكن هناك تفسير آخر يحدث في حالة مماثلة لنظرية برانس-ديك مع مجال متوسع عديم الكتلة في إطار أينشتاين. تزداد كتلة النجم بسبب مساهمة مجال الشعاع داخل النجم. نظرنا أيضًا في القيود المحتملة على جاذبية R 2 من بيانات GW 170817. بحسب نتائج بوصوين وآخرون. الحد الأدنى لكتلة العتبة هو 2. 7 4 - 0. 0 1 + 0. 0 4 م ⊙. هذا يسمح باستبعاد بعض معادلات الحالة (EoS) للمادة الكثيفة. ولكن في الجاذبية R 2 ، تزداد كتلة العتبة بالنسبة إلى EoS مع زيادة α. من حيث المبدأ ، يمكن أن يساعد في التمييز في المستقبل بين النسبية العامة والجاذبية التربيعية (بالطبع يحتاج المرء إلى معرفة EoS بدقة أكبر بدلاً من الآن).


النجم النيوتروني الأكثر ضخامة يحطم الرقم القياسي الكوني

اكتشف علماء الفلك أضخم نجم نيوتروني تم قياسه حتى الآن؟ ما يقرب من ضعف شمسنا. يشير الاكتشاف ، كما يوحي اسمها ، إلى أن هذه المواد النجمية تتكون في الغالب من النيوترونات ، على عكس الجسيمات الأكثر غرابة.

النجوم النيوترونية هي بقايا سريعة الدوران تُركت في أعقاب النجوم الخارقة: انفجارات نجمية ضخمة حيث يتم سحق البروتونات مع الإلكترونات لتكوين النيوترونات. عادة ما تكون صغيرة ، يبلغ أقطارها حوالي 12 ميلاً (19.3 كم) أو نحو ذلك ، لكنها رغم ذلك ضخمة جدًا فهي تزن بقدر ما تزن الشمس.

كشفت قياسات النجوم النيوترونية الجديدة والدقيقة عن جسم أكبر حجمًا من أي نجم نيوتروني تم رصده حتى الآن. حوالي ضعف كتلة شمسنا ، يكون الثستر أكبر بنحو 20 في المائة من آخر نجم نيوتروني يحمل الرقم القياسي البالغ 1.67 كتلة شمسية. [أهم 10 ألغاز نجوم]

قال الباحث بول ديموريست ، عالم الفلك في المرصد الوطني لعلم الفلك الراديوي ، لموقع ProfoundSpace.org: "لم نكن نعرف حقًا على وجه اليقين أن النجوم النيوترونية يمكنها الحصول على هذا الحجم الضخم حتى قمنا بهذا القياس؟ لقد كان مفاجئًا ومثيرًا للغاية". "كان التفكير النموذجي هو أن معظم النجوم النيوترونية تتجمع بشدة حول 1.4 كتلة شمسية."

بينما تأتي النجوم في جميع الأحجام ويمكن أن تكون عشرات أو مئات أضعاف كتلة النجوم النيوترونية؟ بسبب ممتلكاتهم؟ تعتبر فريدة من نوعها في أن علماء الفلك اعتقدوا منذ فترة طويلة أنها تقتصر على كتل حوالي 1.4 مرة من solarmasses.

يُطلق على النجم النيوتروني الذي حطم الرقم القياسي اسم PSR J1614-2230 ويقع على بعد 3000 سنة ضوئية من الأرض.

مما هو مصنوع حقًا؟

النيوترونات مصنوعة من مادة فائقة الكثافة. يمكن لقطعة من نجم نيوتروني بحجم مكعب سكر يمكن أن تزن حوالي 100 مليون طن. تجعل هذه الكثافة غير العادية من النجوم النيوترونية طرقًا مثالية لدراسة الحالات الأكثر كثافة وغرابة للمادة المعروفة في الفيزياء والتي تتطلب قدرًا كبيرًا من الطاقة لتكرارها في شكل مستقر هنا على الأرض.

بينما اعتقد علماء الفلك منذ فترة طويلة أن النجوم النيوترونية تتكون فقط من النيوترونات ، اقترح بعض العلماء مؤخرًا أنها قد تحتوي أيضًا على جسيمات دون ذرية أكثر إثارة أيضًا ، مثل hyperons و kaon condensates ، التي تمتلك ما يسمى بـ "Strangequarks".

بالرغم من كواركس؟ اللبنات الأساسية للبروتونات والنيوترونات؟ يُعتقد عمومًا أنها دائمًا نوى ذرية محصورة في الطبيعة ، وقد اقترح بعض الباحثين أيضًا أن النجوم النيوترونية قد تحتوي على "كواركات حرة" غير منضمة.

النجم النيوتروني الأكبر

تعرف على المزيد عن النجوم النيوترونية ، ركز الباحثون على PSR J1614-2230 ، وهو نجم نابض من ميلي ثانية ، وهو نجم نيوتروني يصدر نبضات راديوية ويدور بشكل كامل تقريبًا كل ثلاثة آلاف من الثانية. تدور الميلي ثانية النابضة بشكل موثوق للغاية ، وتعمل كمحافظات للوقت مستقرة جدًا؟ يمكن الكشف عن تغييرات حتى بضعة أجزاء من المليون من الثانية.

هذا النجم النابض هو ثنائي ، في مدار متبادل مع نجم مرافق ، قزم أبيض.

لتحديد كتلة النجم النيوتروني ، قاس الباحثون التأخير في زمن انتقال النبضات الراديوية الناتجة عن تشوهها بواسطة مجال جاذبية النجم المرافق. هذا التأثير ، المسمى بتأخير شابيرو ، متنوع بشكل منهجي حيث تدور النجوم المزدوجة حول بعضها البعض ، والتحليل الدقيق لذلك سمح للعلماء بتحديد كتلة القزم الأبيض.

يعرف المحققون الخصائص المدارية للنظام الثنائي على أنها ثقب كامل ، مع العلم أن كتلة النجم المرافق قد مكنتهم من حساب كتلة النجم النابض أيضًا.

قال الباحث سكوت رانسوم Scott Ransom ، عالم الفلك في المرصد الوطني لعلم الفلك الراديوي في شارلوتسفيل ، فيرجينيا: "إن Wegot محظوظ جدًا بهذا النظام".

قال الباحثون إن النجوم المزدوجة في مدار يكاد يكون على حافة الأرض تمامًا ، مما يجعل التباين في تشوهات النبضات الراديوية أكثر وضوحًا. أيضًا ، القزم الأبيض ضخم بشكل غير عادي بالنسبة لنجم من نوعه ، مما يعني أن مجال جاذبيته له تأثير عميق بشكل خاص على النبضات.

وأضاف رانسوم: "هذا المزيج الفريد جعل تأخير شابيرو أقوى بكثير وبالتالي أسهل في القياس".

قام هؤلاء العلماء بتضييق كتلة النجم النابض إلى 1.97 مرة كتلة الشمس ، أو أخذ 0.04 كتلة شمسية.

أوضح ديموريست أن كتلة الأفخاذ تستبعد تقريبًا جميع النماذج المقترحة حاليًا للنيوترونات النجمية التي تتضمن جسيمات غريبة مثل الهايبرونات ومكثفات كاون. هذه الجسيمات الغريبة هي في الأساس أكثر إسفنجية من النيوترونات ، وإذا كان النجم النيوتروني بهذه الكتلة يمتلك هذه الجسيمات ، فيمكنه أن يضغط معًا لدرجة أنه سينهار في ثقب أسود.

على الرغم من أن المادة الموجودة في النجوم النيوترونية يمكن أن تكون مصنوعة من مادة كوارك ، إلا أنها لا يمكن أن تدعم نجمًا بهذه الكتلة الضخمة إلا إذا تفاعلت بقوة مع بعضها البعض كما تفعل في نوى ذرية عادية وليس إذا كانت حرة ، كما أضاف الباحث فريال أوزيل FeryalOzel من جامعة أريزونا.

يمكن أن تلقي هذه النتائج الجديدة الضوء أيضًا على أصول انفجارات أشعة جاما ، وهي أقوى الانفجارات في الكون. التفسير الرائد لسبب نوع واحد من انفجار أشعة جاما؟ رشقات نارية "قصيرة المدة"؟ هي أنها ناتجة عن اصطدام النجوم النيوترونية. تشير حقيقة أن النجوم النيوترونية يمكن أن تكون ضخمة مثل PSRJ1614-2230 إلى أن هذه الاصطدامات ستكون قوية بما يكفي لتوليد هذه الاندفاعات.

قال رانسوم: "يمنحنا بولسارسين العام فرصة عظيمة لدراسة الفيزياء الغريبة ، وهذا النظام عبارة عن مختبر رائع موجود هناك ، ويعطينا معلومات قيمة مع تداعيات واسعة النطاق". "إنه لأمر مدهش أن نحدد رقمًا بسيطًا واحدًا - كتلة هذا النجم النيوتروني؟ - يمكن أن يخبرنا عن الكثير من الجوانب المختلفة للفيزياء وعلم الفلك."

تم تفصيل البحث في عدد 28 أكتوبر من مجلة الطبيعة. سوف يفصلون أيضًا حساباتهم المتعلقة بالنجوم النيوترونية والكواركات الحرة في مجلة Astrophysical Journal Letters.


حجم النجم النيوتروني في أطر مرجعية مختلفة - علم الفلك

نقدم في هذا البحث تجميعًا للنتائج من أكثر عمليات محاكاة اندماج النجوم النيوترونية تقدمًا. تمت الإشارة إلى جوانب خاصة لهذه النماذج في المنشورات السابقة (Ruffert & amp Janka cite جانكا وآخرون. استشهد) ، ولكن يرد هنا وصف للإجراءات العددية المستخدمة ونظرة شاملة أكثر على عدد كبير من النماذج المحسوبة. تم إجراء المحاكاة الهيدروديناميكية ثلاثية الأبعاد باستخدام رمز يعتمد على طريقة القطع المكافئ التجميعي (PPM) ، والتي تحل قوانين الحفظ التقديرية للكتلة ، والزخم ، والطاقة ، بالإضافة إلى رقم الإلكترون ليبتون في إطار أويلر المرجعي. يضمن ما يصل إلى خمسة مستويات من الشبكات الديكارتية المتداخلة دقة رقمية أعلى (حوالي 0.6 كم) حول مركز الكتلة بينما يتبع التطور في حجم حسابي كبير (طول الجانب بين 300 و 400 كيلومتر). عمليات المحاكاة نيوتونية بشكل أساسي ، ولكن يتم أخذ انبعاث الموجات الثقالية والتفاعل العكسي المقابل على التدفق الهيدروديناميكي في الاعتبار. يسمح لنا استخدام معادلة الحالة النووية الفيزيائية بمتابعة التاريخ الديناميكي الحراري للوسط النجمي وحساب الطاقة وفقدان عدد ليبتون بسبب انبعاث النيوترينوات. تختلف النماذج المحسوبة فيما يتعلق بكتل النجم النيوتروني ونسب الكتلة ، ودوران النجم النيوتروني ، والدقة العددية المعبر عنها بحجم خلية أفضل شبكة وعدد مستويات الشبكة ، وحساب درجة الحرارة من حل معادلة الانتروبيا بدلا من معادلة الطاقة. تم تقييم النماذج لموجة الجاذبية المقابلة وانبعاث النيوترينو وفقدان الكتلة الذي يحدث أثناء المرحلة الديناميكية للدمج. يمكن استخدام النتائج للمقارنة مع محاكاة ديناميكا الجسيمات الناعمة (SPH). بالإضافة إلى ذلك ، فهم يحددون نقطة مرجعية للنماذج المستقبلية مع معالجة أفضل للنسبية العامة وتحسينات فيزياء المدخلات المعقدة. تُظهر عمليات المحاكاة التي أجريناها أن تفاصيل انبعاث الموجات الثقالية لا تزال حساسة للدقة العددية ، حتى في حساباتنا عالية الجودة. تعتمد كمية الكتلة التي يمكن إخراجها من اندماجات النجوم النيوترونية بشدة على الزخم الزاوي للنظام. لا تدعم نتائجنا الظروف الأولية لدرجة الحرارة ونسبة البروتون إلى النوكليون اللازمة وفقًا للعمل الأخير لإنتاج نمط عملية r الشمسية للنوى حول وفوق A

130 ذروة. تؤكد النماذج المحسّنة استنتاجنا السابق بأن انفجارات أشعة جاما لا تعمل بانبعاث نيوترينو أثناء المرحلة الديناميكية لدمج نجمين نيوترونيين.


حجم النجم النيوتروني في أطر مرجعية مختلفة - علم الفلك

ملاحظة: سيتم إيقاف هذا الموقع في 25 يونيو 2021. في ذلك الوقت ، ستتم إعادة توجيهك تلقائيًا إلى Hubblesite.org ، موقع الويب أحادي المصدر الخاص بنا لتلسكوب هابل الفضائي.

الرؤية عبر الطيف الكامل: سديم السرطان ، من الراديو إلى الأشعة السينية

سديم السرطان (ميسييه 1) هو بقايا مستعر أعظم انفجر في عام 1054 م. هذا "النجم الجديد" الغامض ، كما أطلق عليه مراقبو السماء الأوائل ، تمت ملاحظته في جميع أنحاء العالم ، وعلى الأخص سجله علماء الفلك الصينيون. تم تشغيل المستعر الأعظم عندما انهار النجم السلف فجأة على قلبه الحديدي ، ثم ارتد ليطرد معظم طبقاته من الغاز في موجة الانفجار. يُنظر إلى هذه الموجة على أنها مجموعة من الخيوط الضوئية والأشعة تحت الحمراء التي تستمر في التأثير على المواد المحيطة. تم طرد هذه المادة من سلف النجم العملاق الأحمر المحتضر قبل 20000 سنة من حدوث المستعر الأعظم. يتم سحق اللب البقايا فائقة الكثافة ، المسمى بالنجم النيوتروني ، إلى حجم مدينة. يُرسل النجم النيوتروني ، الذي يدور بشراسة ، حزمتين من الإشعاع ، مثل المنارة. يأتي الكثير من هذه الطاقة من الحقول المغناطيسية الشديدة للنجم النيوتروني.

تُظهر صورة الراديو الأولية (من المصفوفة الكبيرة جدًا) الغاز البارد والغبار المنبعث من رياح المستعر الأعظم. تُظهر صورة الأشعة تحت الحمراء (Spitzer) إشعاع السنكروترون ، وهو شكل غير عادي من الضوء تنتجه الإلكترونات المحاصرة في المجالات المغناطيسية. تظهر صورة الأشعة تحت الحمراء أيضًا غازًا ساخنًا. تُظهر صورة الضوء المرئي (هابل) التركيب الخيطي المفصل لموجة الانفجار لأنها تؤثر على المواد المحيطة. تُظهر الصورة فوق البنفسجية (XMM-Newton) غازًا متأينًا ساخنًا. أخيرًا ، يُظهر انبعاث الأشعة السينية (Chandra) من الجسيمات عالية الطاقة المقذوفة من النجم النابض السديم المتوسع. يمثل الهيكل ثنائي القطب نفاثًا قويًا من المواد يتم توجيهه على طول محور دوران النجم النيوتروني.

ناسا ووكالة الفضاء الأوروبية وج. بيكون (STScI)
صورة الراديو: VLA / NRAO / AUI / NSF
صورة الأشعة تحت الحمراء: NASA / Spitzer / JPL-Caltech
الصورة البصرية: NASA و ESA و Hubble (STScI)
الصورة فوق البنفسجية: XMM-Newton / ESA
صورة الأشعة السينية: NASA / Chandra / CXC