الفلك

كيف تغيرت كمية النوكليد التي تنتجها عملية s- و r بمرور الوقت؟

كيف تغيرت كمية النوكليد التي تنتجها عملية s- و r بمرور الوقت؟

بالنسبة للتمرين ، أحتاج إلى معرفة كيف تغيرت كمية النيوكليدات التي تنتجها عملية s- و r بمرور الوقت وأحتاج أيضًا إلى رسم مخطط تخطيطي لنسبة s- / r مقابل الوقت من 13.6 Ga حتى اليوم و شرح تفكيري. لقد بحثت عن إجابة في ملاحظات المحاضرة وأيضًا في المحاضرة ولكن لا يمكنني العثور على حل لهذه المشكلة. هل يمكن لأي شخص مساعدتي حيث يمكنني العثور على إجابة لهذا؟


أين ، يا أين يوجد ملف صهل ذهبت العملية؟

نقدم مراجعة للمصادر المحتملة ل صنوى العملية (ص-نوى). من المعروف أنه لا توجد حتى الآن آلية ذاتية الاتساق لتوفير نيوترونات وفيرة من أجل قوة قوية ص- العملية في الرياح التي تحركها النيوترينو من النجوم النيوترونية الوليدة. نحن نعتبر أن ثقيل ص- لا يمكن إنتاج النوى ذات الأعداد الكتلية A & gt 130 (Ba وما فوق) في الرياح التي يحركها النيوترينو. ومع ذلك ، فإن ص- قد تكون العملية والرياح المدفوعة بالنيوترينو مرتبطة بشكل مباشر أو غير مباشر بآلية إضافية غير معروفة ، والتي ، على سبيل المثال ، يمكن أن توفر مقذوفًا بمقاييس زمنية ديناميكية قصيرة جدًا تبلغ 0.004 ثانية. يجب أن توفر هذه الآلية غير المحددة مصدرًا نيوترونيًا داخل نفس المواقع النجمية العامة التي تخضع لانهيار اللب لإنتاج النجم النيوتروني. تُظهر بيانات الرصد الخاصة بالنجوم منخفضة المعادن في هالة المجرة أن المواقع التي تنتج الثقيل ص-النواة لا تنتج الحديد أو أي عناصر أخرى بين N و Ge. بقدر ما يكون النجم النيوتروني المتكون هو المفتاح لإنتاج الثقيل ص- النوى ، إذن المصادر الوحيدة الممكنة هي المستعرات الأعظمية الناتجة عن انهيار نوى O-Ne-Mg أو انهيار الأقزام البيضاء الناجم عن التراكم ، ولا ينتج أي منهما عناصر مجموعة Fe أو عناصر الكتلة المتوسطة (فوق C و N) . أدلة المراقبة على س و صالنوى في النجوم ذات المعادن المنخفضة ذات الوفرة العالية C و N تظهر أن ص- العملية نشطة أيضًا في الأنظمة الثنائية.

النوى ذات A A 90 –110 الناتجة عن تفاعلات الجسيمات المشحونة (CPR) في الرياح المدفوعة بالنيوترينو موجودة بشكل عام في النجوم الفقيرة بالمعادن ذات الوفرة العالية أو المنخفضة من المواد الثقيلة. ص-نوى. نوى CPR والثقيلة ص- النوى ليست مرتبطة بقوة. تظهر بعض النجوم فقيرة المعادن إخصابًا عاليًا للغاية من المواد الثقيلة ص-النواة وقد أثبتت أن أنماط وفرة هذه النوى قريبة عالميًا من نمط الوفرة الشمسية للثقل. ص-نوى.

باستخدام نجمة قالب بإثراء عالٍ من المواد الثقيلة ص- نواة وأخرى ذات تخصيب منخفض ، نقوم بتطوير نموذج مكون من عنصرين بناءً على وفرة الاتحاد الأوروبي (من مصادر للثقل ص-النواة) والحديد (من المستعرات الأعظمية لانهيار اللب Fe). يعطي هذا النموذج تنبؤات كمية جيدة جدًا عن وفرة جميع العناصر الأخرى في تلك النجوم الفقيرة بالمعادن مع [Fe / H] ≲ - 1.5 والتي تُعرف عنها وفرة Eu و Fe. نعزو عناصر الإنعاش القلبي الرئوي مثل Sr و Y و Zr إلى ردود الفعل في الرياح المدفوعة بالنيوترينو من نجم نيوتروني ناشئ وثقيل. ص- نواة للفرضية صحيحة "ص-عملية". يجب إنتاج نوى الإنعاش القلبي الرئوي عندما يتكون نجم نيوتروني بغض النظر عما إذا كان ثقيلًا أم لا ص- يتم إنتاج النوى أم لا. باستخدام النموذج المكون من عنصرين ، نقدر عائد عنصر CPR Sr ليكون ∼ 10-6 M ⊙ لحدث تشكيل نجم نيوتروني واحد. هناك حاجة إلى نماذج فيزيائية فلكية متسقة ذاتيًا لإثبات أن نوى الإنعاش القلبي الرئوي شائعة في النجوم النيوترونية المنتجة في كلا المصدرين للثقل. ص- النوى وتلك الخاصة بالحديد. نظهر أن بيانات المراقبة تبدو متسقة تمامًا مع النموذج المكون من عنصرين. الآلية المحددة والموقع لإنتاج الثقيل ص-النواة لا يزال يتعين العثور عليها.


كيف يعمل PET؟

يعمل التصوير المقطعي بالإصدار البوزيتروني باستخدام جهاز مسح (جهاز به ثقب كبير في وسطه) للكشف عن الفوتونات (الجسيمات دون الذرية) المنبعثة من النويدات المشعة في العضو أو الأنسجة التي يتم فحصها.

يتم تصنيع النويدات المشعة المستخدمة في فحوصات التصوير المقطعي بالإصدار البوزيتروني عن طريق ربط ذرة مشعة بمواد كيميائية يتم استخدامها بشكل طبيعي بواسطة العضو أو الأنسجة المعينة أثناء عملية التمثيل الغذائي. على سبيل المثال ، في فحوصات التصوير المقطعي بالإصدار البوزيتروني للدماغ ، يتم تطبيق ذرة مشعة على الجلوكوز (سكر الدم) لإنتاج نويدات مشعة تسمى فلورو ديوكسي جلوكوز (FDG) ، لأن الدماغ يستخدم الجلوكوز في عملية التمثيل الغذائي. يستخدم FDG على نطاق واسع في مسح PET.

يمكن استخدام مواد أخرى لفحص التصوير المقطعي بالإصدار البوزيتروني ، اعتمادًا على الغرض من الفحص. إذا كان تدفق الدم ونضح عضو أو نسيج مهمًا ، فقد تكون النويدات المشعة نوعًا من الأكسجين المشع أو الكربون أو النيتروجين أو الغاليوم.

تُعطى النويدات المشعة في الوريد من خلال خط وريدي (IV). بعد ذلك ، يتحرك ماسح التصوير المقطعي بالإصدار البوزيتروني ببطء فوق جزء الجسم الذي يتم فحصه. تنبعث البوزيترونات من انهيار النويدات المشعة. يتم إنشاء أشعة جاما أثناء انبعاث البوزيترونات ، ثم يقوم الماسح الضوئي بالكشف عن أشعة جاما. يقوم الكمبيوتر بتحليل أشعة جاما ويستخدم المعلومات لإنشاء خريطة صورة للعضو أو الأنسجة قيد الدراسة. تؤثر كمية النويدات المشعة التي يتم جمعها في الأنسجة على مدى سطوع ظهور الأنسجة على الصورة ، وتشير إلى مستوى وظيفة العضو أو الأنسجة.


كيف تحسب نصف العمر؟

اعتبارًا من الآن ، مررت بصيغة نصف العمر ، وقد تتساءل عن كيفية العثور على عمر النصف باستخدام معادلة نصف العمر. يعد حساب عمر النصف أمرًا معقدًا إلى حد ما ، لكننا سنبسط العملية لفهمك. لنحسب & rsquos نصف العمر لعنصر من خلال افتراض بعض الأشياء من أجل الحسابات.

ر = 120 ثانية

T = 60 ثانية

لذلك ، إذا تحلل عنصر قيمته الأولية 200 جرام إلى 50 جرامًا في 120 ثانية ، فإن نصف عمره سيكون 60 ثانية.

وبالمثل ، يمكنك أيضًا حساب معلمات أخرى مثل الكمية الأولية والكمية المتبقية والوقت باستخدام المعادلات أعلاه. إذا كنت لا تريد الدخول في هذه الحسابات المعقدة ، فقط ضع القيم في الآلة الحاسبة أعلاه. ستعمل الآلة الحاسبة لدينا على تبسيط العملية برمتها نيابة عنك.

تحقق من عدد قليل من الآلات الحاسبة التي صممناها خصيصًا لك.


3. منحنيات الضوء

لاختبار مدى تأثير التغيرات في معدل التسخين النووي وتكوينه في وقت متأخر من الزمن على المحولات الكهرومغناطيسية المحتملة المرتبطة بعمليات اندماج النجوم النيوترونية ، نحسب منحنيات الضوء باستخدام مخطط نقل إشعاعي رمادي مبسط في تدفق خارجي متماثل كرويًا.

3.1. طرق النقل الإشعاعي

من المفترض أن تتوسع القاذفة بشكل متجانس ، على هذا النحو ص = فاتو. ثم يتم وصف بنية كثافة التدفق الخارج بواسطة

سكاي نت يعطي معدل تسخين (ر) ، وهو إجمالي كمية الطاقة المنبعثة لكل وحدة كتلة ولكل وحدة زمنية بسبب التفاعلات النووية. يتم نقل غالبية هذه الطاقة بعيدًا عن طريق النيوترينوات ، ولكن بعض الأجزاء ، على سبيل المثال F، يتم تسخينها في المادة. وبالتالي F(ر) هو معدل تسخين المادة بسبب التفاعلات النووية والاضمحلال.

بالنسبة للتدفقات الخارجة المتماثلة ، يمكن اعتبار السرعة بمثابة إحداثي لاغرانج. كتابة معادلات النقل الإشعاعية الرمادية لاغرانج إلى الدرجة الأولى الخامس/ج (على سبيل المثال ، Mihalas & amp Weibel-Mihalas 1999) ، باستخدام السرعة مثل تنسيق لاغرانج ، بما في ذلك إطلاق الطاقة من التفاعلات النووية يعطي

أين ه هي كثافة الطاقة الإشعاعية ، ر هو الوقت المناسب منذ الاندماج ، الخامس هي السرعة المقاسة بوحدات سرعة الضوء ج, F هو تدفق الإشعاع ، ρ هي الكثافة الواردة في المعادلة (11) ، κ هو العتامة ، أ = 4σ/ج هو ثابت الإشعاع حيث σ هل ثابت ستيفان بولتزمان ، تي هي درجة حرارة السائل ، هو عامل إدينغتون (أي نسبة ضغط الإشعاع إلى كثافة طاقة الإشعاع) ، ش هي الطاقة الداخلية المحددة للسائل ، ص هو ضغط السائل ، F هو جزء معدل التسخين الذي يتم تسخينه. لا يتم تسخين معدل التسخين بالكامل لأن جزءًا كبيرًا من طاقة الاضمحلال النووي يذهب إلى النيوترينوات وتُفقد نيوترينوات أشعة جاما من النظام ويتم تسخين أشعة جاما جزئيًا فقط. لحساب جزء المعالجة الحرارية بدقة ، قد يحتاج المرء إلى معلومات أكثر تفصيلاً حول β-أيام مما هو متاح في REACLIB ويجب على المرء القيام به أيضًا γ-النقل السريع. بعد Barnes & amp Kasen (2013) ، نعتمد F = 0.3.

يُفترض أن السائل هو غاز مثالي غير نسبي وغير متحلل بوزن جزيئي ميكرومتر، بحيث تكون الطاقة الداخلية المحددة ش = 3 تي/(2ميكرومتر). يتم تحديد معادلات النقل الرمادية في الفضاء على شبكة متداخلة ، بـ ه و ش المحددة في مراكز المناطق و F المحددة على حواف المنطقة. ثم يتم حل النظام الناتج من المعادلات التفاضلية العادية في الوقت المناسب باستخدام طريقة أويلر العكسية. يتم الحصول على عوامل Eddington من خلال حل معادلة النقل Boltzmann الثابتة على شبكة شعاع مماس في بداية الخطوة الزمنية. تشبه هذه الطريقة الطريقة الموضحة في Ensman (1994) ، المتخصصة في التدفق الخارجي المتماثل. يتم اختيار المناطق بحيث تتزايد حجمها لوغاريتميًا وتتحرك بعيدًا عن نصف القطر الأقصى. يتم ذلك لضمان حل طبقة فصل الإشعاع حتى عند الكثافة العالية.

يُفترض أن يتم وصف بنية الكثافة بواسطة قانون قوة معطل كما ورد في Chevalier & amp Soker (1989). تم إجراء هذا الاختيار بشكل أساسي لتسهيل المقارنة مع Barnes & amp Kasen (2013). تم إصلاح مقياس كسر قانون القوة والكثافة لإعطاء الكتلة الكلية المرغوبة والطاقة الحركية الكلية للتدفق الخارجي. نحن نستخدم و الخامس = 0.1 ج، أين ج هي سرعة الضوء ، لجميع نماذج منحنى الضوء (على سبيل المثال ، Hotokezaka et al. 2013a Rosswog 2013 Foucart et al. 2014).

نلاحظ أن تطور الكثافة في نموذج النقل والنموذج الوارد في المعادلة (1) كلاهما متناسب مع ر −3 ، لكن لديهم عوامل مقياس مختلفة. النقطة الرئيسية ل ρ(ر) الواردة في المعادلة (1) للتحكم في النطاق الزمني الذي تتغير فيه الكثافة في وقت التركيب النووي (ر 1 ثانية) ، ولكن استقراء هذه الكثافة للأوقات المتأخرة وافتراض أنها كانت الكثافة المنتظمة لكرة من الغاز تتمدد بسرعة ثابتة سيؤدي إلى سرعات تمدد فائقة في كثير من الحالات. تعطي المعادلة (11) تقديرًا أكثر منطقية للكثافة في الأوقات المتأخرة بعد انتهاء التخليق النووي.

من الصعب للغاية حساب الطول الموجي الدقيق والعتامة المعتمدة على درجة الحرارة لخليط بسبب العدد الكبير من العناصر وخطوط الامتصاص المعنية. على وجه الخصوص ، تحتوي مجموعات عناصر اللانثانيد والأكتينيد على هياكل خط معقدة للغاية كما أن بنية الخط الأكثر تعقيدًا وحسابات التعتيم تم إجراؤها فقط لعدد قليل من النويدات التمثيلية (على سبيل المثال ، Kasen et al. 2013). هذه الحسابات التفصيلية للشفافية خارج نطاق هذا العمل ونستخدم وصفة طبية بسيطة لحساب عتامة اللون الرمادي κ كدالة لدرجة الحرارة تي وتكوينها

أين κFe(تي) وهل عتامات الحديد والنيوديميوم الواردة في Kasen et al. (2013). يعمل المجموع على جميع أنواع اللانثانيد والأكتينيد Xأنا كونه الجزء الكتلي لأنواع معينة من اللانثانيدات أو الأكتينيدات. نطرح عتامة الحديد من عتامة النيوديميوم نظرًا لما ورد في Kasen et al. (2013) هو في الواقع تعتيم يحتوي على خليط Xأنا النيوديميوم والحديد. يفترض تقريبنا أن كل لانثانيد وأكتينيد يساهم في نفس عدد الخطوط بنفس التوزيع في الطاقة. يتم اعتبار التعتيم المستخدم في الحساب الرمادي على أنه متوسط ​​عتامة بلانك ، وهو مناسب عندما يتم حساب التعتيم المعتمد على طول الموجة في تقريب سوبوليف (د. كاسن 2015 ، اتصال خاص). عند درجات حرارة أعلى من 10 4 كلفن ، تظل درجة التعتيم ثابتة لأن حالات التأين التي كان من الممكن الوصول إليها في درجات الحرارة تلك لم يتم تضمينها في حساب التعتيم الأصلي والعتامة هناك منخفضة بشكل مصطنع (D. Kasen 2015 ، اتصال خاص).

3.2 اعتماد منحنيات ضوء كيلونوفا على خصائص التدفق الخارج

يوضح الشكل 8 منحنيات الضوء ومعدلات التسخين للحالات التي تظهر وفرتها النهائية في الشكل 1. في اللوحة اليسرى ، الحالات الغنية باللانثانيد (صه = 0.01 ، 0.19) أضعف من العلبة الخالية من اللانثانيدات (صه = 0.25) وتبلغ ذروتها في حوالي أسبوع بدلاً من يوم تقريبًا. درجة الحرارة الفعالة في ذروة الحالات الغنية باللانثانيدات هي أيضًا أقل بكثير (

5700 كلفن) من درجة حرارة العلبة الخالية من اللانثانيدات. ومع ذلك ، فإن معدلات التسخين بين 0.01 و 100 يوم متطابقة تقريبًا لتلك الحالات الثلاث ، وبالتالي فإن الاختلافات المهمة في منحنيات الضوء ترجع فقط إلى كمية اللانثانيدات الموجودة في المقذوف وتأثيرها على العتامة. مقارنة الحالات صه = 0.25 و صه = 0.50 ، وكلاهما خالي من اللانثانيدات ، يمكن رؤية تأثير معدل التسخين على منحنى الضوء. معدل التسخين أقل لـ صه = 0.50 حالة ، لأنه يتم إنتاج نوى مستقرة في الغالب ، مما يؤدي إلى تسخين أقل. والنتيجة هي أن منحنى الضوء من صه = 0.50 قمم حالة لاحقًا بقليل (2.6 يومًا مقابل 1.2 يومًا لـ صه = 0.25) ، وهي عبارة عن ترتيب من حيث الحجم باهتة ، وأحمر (درجة الحرارة الطيفية

الشكل 8. منحنيات الضوء ومعدلات التسخين لبعض حسابات التركيب النووي المختارة. غادر: صه = 0.01 و 0.19 و 0.25 و 0.50 و τ = 7.1 مللي ثانية. مع صه = 0.01 و صه = 0.19 نحصل على عملية r الكاملة ، وبالتالي فإن القذف غني باللانثانيد ، مما يزيد من التعتيم بشكل كبير ، مما يؤدي إلى عابر قاتم يصل إلى ذروته بعد حوالي أسبوع من حدث التخليق النووي. هذا على عكس صه = 0.25 حالة ، والتي لها معدل تسخين مشابه جدًا لمعدل التسخين المنخفضصه الحالات ، ولكنها لا تنتج اللانثانيدات ، وبالتالي يكون عابرًا أكثر إشراقًا ويبلغ ذروته في وقت سابق. ال صه = 0.50 عابر هو أيضًا خالي من اللانثانيدات ويصل إلى ذروته في غضون أيام قليلة ، ولكن نظرًا لإنتاج كمية كبيرة من النويدات المستقرة ، فإن التسخين أقل بكثير ، مما يؤدي إلى عابر خافت. حق: صه = 0.25 و τ = 7.1 مللي ثانية. كما رأينا في الشكل 1 ، فإن الحافظات و العلب غنية باللانثانيدات ، بينما تكون خالية من اللانثانيد ، وهو ما يظهر بوضوح في منحنيات الضوء. على الرغم من احتوائها على نفس معدل التسخين بشكل أساسي ، إلا أن العلبة باهتة بشكل ملحوظ لأنها تحتوي على كمية صغيرة من اللانثانيدات. من المتوقع أن تحتوي مقذوفات اندماج نجمي نيوتروني ثنائي على إنتروبيا بين 1 و (على سبيل المثال ، Goriely et al. 2011 Just et al. 2015).

في اللوحة اليسرى من الشكل 8 ، منحنيات الضوء لـ صه = 0.01 و صه = 0.19 لها ذروة صغيرة في أوقات مبكرة جدًا (حوالي 0.04 يومًا). تأتي هذه الذروة المبكرة من تقديرنا الأقل للشفافية في درجات الحرارة العالية. يوجد أيضًا نتوء صغير في الأوقات المبكرة في منحنى الضوء في صه = 0.50 حالة ، ويرجع ذلك إلى سلوك معدل التسخين في الأوقات المبكرة. عند تحديد الذروة الفعلية لمنحنى الضوء ، فإننا نتجاهل كل القمم التي تسبق 0.5 يوم ، إلا إذا كانت أكثر سطوعًا بثلاث مرات من كل القمم بعد 0.5 يوم. إذا لم تكن هناك قمم بعد 0.5 يوم ، فإننا نختار القمة الأكثر سطوعًا بثلاث مرات أكثر من القمة الأخيرة (والتي تكون أيضًا قبل 0.5 يوم).

تعرض اللوحة اليمنى للشكل 8 منحنيات ضوئية محددة باستخدام صه = 0.25 وانتروبيا أولية مختلفة. تنتج الحالات منحنيات ضوء نموذجية غنية باللانثانيدات ، بينما تنتج منحنى ضوء نموذجيًا خالٍ من اللانثانيدات ، وتنتج منحنى ضوئيًا يحتوي على كميات ضئيلة من اللانثانيدات.

في الحالات التي نصنع فيها اللانثانيدات بسعر أقل صه، نتوقع زيادة ذروة السطوع والانتقال إلى أوقات سابقة أعلى صه عندما ينتقل المقذوف من الغني باللانثانيد إلى الخالي من اللانثانيدات ، لأن المساهمة الكبيرة في التعتيم من اللانثانيدات تختفي فجأة (Kasen et al. 2013 Tanaka & amp Hotokezaka 2013). يظهر هذا في الشكل 9. عندما لا يتم إنتاج اللانثانيدات ، يصبح المؤقت بشكل عام أكثر إشراقًا وأقصر وأكثر زرقة. نتذكر من الشكل 3 أن معدل التسخين في يوم واحد يميل إلى الانخفاض قليلاً عندما تختفي اللانثانيدات. وبالتالي ذروة لمعان إلص في الحالات الخالية من اللانثانيد يكون أكبر ليس بسبب زيادة التسخين في تلك الحالات ، ولكن لأن الذروة تحدث في وقت مبكر (بسبب العتامة الأصغر) ويكون معدل التسخين دائمًا أكبر في الأوقات السابقة منه في الأوقات اللاحقة.

الشكل 9. ينتج منحنى الضوء كدالة لـ صه لقيم مختارة من س و τ. لإظهار كيفية تأثير اللانثانيدات والتجميد الغني بالنيوترونات على منحنى الضوء ، نظهر مرة أخرى وفرة اللانثانيد والأكتينيد Xلا + ايه سي في الذروة ووفرة النيوترونات Xن في 10 دقائق ، والتي تم عرضها بالفعل في الشكل 3. بالإضافة إلى ذلك ، قمنا برسم معدل التسخين م في الذروة ، مع ذروة لمعان إلص، وقت الذروة رص، ودرجة حرارة الجسم الأسود الفعالة تيإف في ذروة منحنى الضوء. لاحظ أنه في حالات التجميد الغنية بالنيوترونات ، معدل التسخين م والذروة الزمنية رص تخرج عن المقاييس ، قيمها هي 15-30 دقيقة ، على التوالي. كما هو متوقع، إلص يتبع معدل التسخين عن كثب ، باستثناء الحالات التي نحصل فيها على تجميد غني بالنيوترونات. في هذه الحالات ، نحصل على عابر أزرق ساطع للغاية في أوقات مبكرة. النقطة الدقيقة في صه يعتبر الانتقال من عابر يعمل بالطاقة النيوترونية إلى كيلونوفا عادي في هذا الشكل تعسفيًا إلى حد ما ، لأنه يعتمد على الطريقة الدقيقة لإيجاد ذروة منحنى الضوء التي نختارها ، كما هو موضح في النص. بصرف النظر عن العابرين التي تعمل بالطاقة النيوترونية ، فإن الاتجاه العام هو أننا نرى عابرًا باهتًا قليلاً ، وأكثر احمرارًا في أوقات لاحقة إذا كان المقذوف غنيًا باللانثانيد ، وأكثر إشراقًا وزرقاء عابرًا في أوقات سابقة إذا كان خاليًا من اللانثانيد. يتوافق هذا مع العمل السابق (على سبيل المثال ، Barnes & amp Kasen 2013).

النظر في الوقت رص من منحنى الضوء في الشكل 9 ، نرى أن منحنى الضوء يبلغ ذروته في حوالي 6 أيام إذا كانت المقذوفة غنية باللانثانيد وفي حوالي يوم واحد إذا كانت المقذوفة خالية من اللانثانيد ، وهو ما يتوافق مع العمل السابق (على سبيل المثال ، روبرتس وآخرون) 2011 Barnes & amp Kasen 2013 Tanaka & amp Hotokezaka 2013). على ارتفاع صه، حيث نرى بعض التذبذبات في معدل التسخين بسبب إنتاج نويدات معينة (كما هو موضح في القسم 2.4) ، ينعكس التباين في معدل التسخين في ذروة السطوع إلص ووقت الذروة رص. ينتج عن المزيد من التسخين فترة انتقالية أكثر إشراقًا في أوقات لاحقة لأن التسخين يبقي المقذوف أكثر سخونة ، وبالتالي تظل درجة التعتيم عالية نظرًا لزيادة مستويات الإثارة ، مما يزيد من عدد الخطوط السميكة بصريًا (Kasen et al. 2013). على العكس من ذلك ، يؤدي انخفاض التسخين إلى عابر باهت في أوقات سابقة لأن القذف يكون أكثر برودة وبالتالي يكون التعتيم أقل.ينعكس هذا الاختلاف أيضًا في درجة الحرارة الفعالة تيإف عابرة ، ولكن بدرجة أقل. بشكل عام ، فإن العابرين الغنية باللانثانيدات لها تيإف

1.8 ميكرومترم في نطاقات الأشعة تحت الحمراء H و K. العابرين خالية من اللانثانيد تيإف

6000 كلفن (على الرغم من أن هذا أقل قليلاً عند مستوى عالٍ جدًا صه حيث يتم تقليل التسخين الإشعاعي) ، والتي تبلغ ذروتها λ

480 نانومتر في النطاق البصري ب.

في الشكل 9 ، يمكننا أيضًا أن نرى بوضوح أن التجمد الغني بالنيوترونات ينتج عابرًا ساطعًا جدًا ، مبكرًا جدًا ، وفوق بنفسجي جدًا. أنظف الأمثلة س30τ0.1 و س100τ0.1. هناك يتراوح اللمعان من 2 & # x00d7 10 41 إلى 10 42 erg s 1 ، تكون درجة الحرارة الفعالة حوالي 7 & # x00d7 10 4 K ، والتي تبلغ ذروتها عند λ

40 نانومتر (الأشعة فوق البنفسجية الشديدة) ، وتحدث الذروة بعد حوالي ساعة من حدث التخليق النووي. هذه النتائج تشبه إلى حد بعيد نتائج Metzger et al. (2015) وجدوا ، ومع ذلك ، وجدوا ذروة درجات الحرارة الفعالة

10 4 K ، لأنهم استخدموا درجة تعتيم أعلى (κ = 30 سم 2 جم -1) نظرًا لأن مساراتهم لا تزال تحتوي على كمية كبيرة من اللانثانيدات والأكتينيدات (B. Metzger 2015 ، اتصال خاص). في حالتنا ، لا نجد كميات كبيرة من اللانثانيدات أو الأكتينيدات إذا حصلنا على تجميد قوي غني بالنيوترونات ، وبالتالي نحصل على عتامة أقل ، مما يرفع درجة الحرارة الفعالة Li & amp Paczyński (1998) ، مما يجعل مثل هذا مؤقتًا يصعب اكتشافه لأنه يصل إلى ذروته أعمق في الأشعة فوق البنفسجية. يبدو أن هناك حاجة إلى مزيد من العمل لنمذجة هذه العابرين التي تعمل بالطاقة النيوترونية باستمرار.

لاحظ أن نقطة الانتقال في صه في الشكل 9 ، حيث يبلغ منحنى الضوء ذروته عند حوالي ساعة واحدة إلى حيث يبلغ ذروته في غضون أيام قليلة ، يعتبر تعسفيًا إلى حد ما لأنه يعتمد على كيفية تحديد الذروة في منحنى الضوء. كما هو موضح أعلاه ، قررنا بشكل تعسفي النظر فقط في القمم التي حدثت قبل 0.5 يوم إذا كانت أكثر سطوعًا بثلاث مرات من أي قمم لاحقة. المبرر لذلك هو أن القمم المبكرة قصيرة جدًا وبالتالي يصعب اكتشافها ، ولكن في الحالات التي نحصل فيها فقط على ذروة مبكرة قصيرة ومشرقة ، لا نريد اختيار أي قمم لاحقة هي في الحقيقة أعلى نقاط الهضاب الضحلة والطويلة جدا.

نؤكد أن التدفقات الخارجة المستخدمة في هذا القسم من المفترض أن تحتوي على تركيبات متجانسة. في الطبيعة ، سيكون للتدفقات الخارجة من عمليات دمج الكائنات المدمجة بعض الانتشار في جزء من الإلكترون ، وبالتالي يكون لها تركيبات غير متجانسة. ومع ذلك ، توفر نماذجنا المبسطة إرشادات حول حساسية منحنيات ضوء كيلونوفا للتغيرات في متوسط ​​جزء الإلكترون ، والإنتروبيا ، والمقياس الزمني الديناميكي أثناء عملية التخليق النووي لـ r.

3.3 تقديرات الكتلة لملاحظات كيلونوفا المحتملة

نظرًا لأن كتلة المقذوفات هي معلمة في نموذج منحنى الضوء المبسط ، يمكننا محاولة وضع حد أدنى لكتلة المقذوفات اللازمة لإعادة إنتاج ملاحظات الكيلونوفا المحتملة. بالنسبة للكيلونوفا المحتملة المرتبطة بـ GRB 130603B ، توجد ملاحظة واحدة في الأشعة تحت الحمراء ، وحد أعلى واحد في الأشعة الضوئية ، وحد أعلى آخر في الأشعة تحت الحمراء في الأوقات المتأخرة (Berger et al. 2013 Tanvir et al. 2013). لكل نقطة في الدقة المنخفضة لدينا sym0 مساحة المعلمة نحسب تسعة منحنيات ضوئية مع جميع تركيبات الخامس/ج = 0.1 و 0.2 و 0.3 و م/م = 0.01 ، 0.05 ، 0.15. نحسب بعد ذلك مقادير AB المرصودة التي قد تنتج عن منحنى الضوء في وقت إطار الراحة عند إجراء الملاحظات ، مع مراعاة الانزياح الأحمر واستجابة المرشح الفعلية لـ تلسكوب هابل الفضائي (HST). 4 أخيرًا ، استكملنا المقادير المرصودة الناتجة كدالة لكتلة المقذوفات لإيجاد الحد الأدنى من الكتلة الذي يعيد إنتاج المقدار المرصود في نطاق الأشعة تحت الحمراء القريبة (HST مرشح WFC3 / F160W ، نطاق J تقريبًا في الإطار الباقي) وينتج إشارة بصرية (HST مرشح WFC3 / F606W ، نطاق B تقريبًا في إطار الراحة) أقل من الحدود العليا المرصودة.

نكرر الإجراء أعلاه لمنحنيات الضوء المحسوبة بكفاءات تسخين مختلفة F (انظر المعادلة (14)) ، كقيمة دقيقة لـ F غير معروف ولكن له تأثير مباشر على سطوع كيلونوفا. بالنسبة إلى 0.3 و 0.5 ، نجد أن الحد الأدنى (على مساحة المعلمة بالكامل) من الكتل المقذوفة اللازمة لمطابقة كيلونوفا الذي يمكن ملاحظته بعد GRB 130603B هو 0.09 و 0.03 و 0.02 كتلة شمسية ، على التوالي. هذه نتيجة معقولة ، حيث نتوقع أن ينخفض ​​الحد الأدنى من الكتلة اللازمة لإنتاج كيلونوفا من السطوع المتساوي مع زيادة كفاءة التسخين.

إذا كررنا نفس الإجراء مع كيلونوفا الذي يُحتمل ملاحظته بعد GRB 060614 (حيث توجد اكتشافات في كل من الأشعة تحت الحمراء القريبة (تلسكوب هابل الفضائي (HST) مرشح WFPC2 / F814W ، نطاق R تقريبًا في إطار الراحة) والبصري HST مرشح WFPC2 / F606W ، نطاق V تقريبًا في إطار الراحة) ، وحدان علويتان للأشعة تحت الحمراء في الأوقات المتأخرة ، وحد أعلى بصري في الأوقات المتأخرة (Jin et al. 2015 Yang et al. 2015)) ، وجدنا أنه لا يوجد أي من منحنيات الضوء المحسوبة بـ F = 0.1 يمكن أن تتطابق مع الملاحظات ، ول F = 0.3 و 0.5 نطلب حدًا أدنى للكتلة يبلغ 0.04 و 0.05 كتلة شمسية ، على التوالي. نلاحظ أن هناك حاجة إلى كتلة مقذوف أكبر عند افتراض كفاءة تسخين أكبر. نظرًا لوجود ملاحظات في نطاقين لـ GRB 060614 ، فإن نوباتنا تكون أكثر حساسية لدرجة الحرارة الطيفية الموجودة في نماذج منحنى الضوء مقارنة بحالة GRB 130603B. من الناحية النوعية ، تتناسب درجة الحرارة الطيفية عكسيًا مع الكتلة وتتناسب مع كفاءة التسخين (Li & amp Paczyński 1998). لذلك ، للحفاظ على درجة حرارة طيفية ثابتة عند زيادة كفاءة التسخين ، يجب أيضًا زيادة الكتلة الكلية. من المحتمل أن تكون طريقتنا البسيطة لحساب درجة الحرارة الفعالة غير كافية للمواجهة التفصيلية مع الملاحظات متعددة النطاقات ، لذا فإن هذه الكتل الدنيا تقريبية بالضرورة. هناك مشكلة أخرى تتعلق بهذه الطريقة في العثور على الحد الأدنى من الكتلة المسموح بها وهي أن التدفق الخارجي لا يحتوي على تركيبة متجانسة (على سبيل المثال ، Wanajo وآخرون. 2014 Just et al. 2015 Kasen et al. 2015 Metzger et al. 2015). Thererfore ، للحصول على تقديرات أكثر دقة للحد الأدنى من الكتلة المقذوفة في أحداث كيلونوفا المحتملة هذه ، يلزم وجود نموذج أكثر تعقيدًا لمنحنى الضوء ومحاكاة هيدروديناميكية. تم إجراء مثل هذا التحليل في Hotokezaka et al. (2013b) لـ GRB 130603B ، حيث وجدوا كتل مقذوف مفضلة بين 0.02 و 0.1 م.

ومع ذلك ، فإن العمل الذي قدمناه هنا سيكون مفيدًا جدًا لتقدير الكتل وربما حتى المعلمات الأخرى من الملاحظات المستقبلية للكيلونوفا. باستخدام طريقة نقل الإشعاع المتطورة ، يمكن للمرء حساب منحنيات الضوء الدقيقة باستخدام معدلات التسخين ووفرة اللانثانيد والأكتينيد. نتيجة لاكتشافنا أن معدل التسخين لا يعتمد بشدة على صه في النظام الغني باللانثانيدات (ولا حتى على س و τ ماعدا منخفضة جدا صه) هو أن المرء سيكون قادرًا على تقدير كتلة مقذوفات كيلونوفا المستقبلية بدقة تامة دون معرفة قيم صه, س، و τ. ومع ذلك ، فإن التحذير هو أن المرء يحتاج إلى معرفة كفاءة التسخين وعتامة اللانثانيد والأكتينيد جيدًا.


4. النتائج

4.1 الملف الشخصي Lees Ferry Sand

تم نمذجة بيانات 10 Be لعينات الرمل الست (انظر الجدول 1) باستخدام القيود الموضحة في الجدول 2. سمحت هذه البيانات بالحلول التي تجاوزت حد مربع كاي لـ 95٪ (2).σ) نافذة الثقة وأظهرت انخفاضًا أسيًا حسن التصرف في 10 كن التركيز مع العمق (الشكل 4 أ) تم الاحتفاظ فقط بالحلول عند هذه القيمة أو أقل منها للتحليل من أجل نشر الخطأ بشكل مناسب من خلال المعلمات المحسوبة. نظرًا للقيود المفروضة لدينا على التآكل الصافي ، يتم اقتطاع مساحة محلول معدل التآكل ، وبالتالي فهي غير مفيدة لتقدير معدل التآكل (الشكل 5). ينتج عن محاكاة العينة الست قيمًا نمطية تبلغ 83.9−14.1 +19.1 كا ، و 9.49−2.52 +1.21 × 10 4 ذرات g 1 للعمر والميراث ، على التوالي (الجدول 3 والشكل 5).

العمر (كا) الوراثة (10 4 ذرات جم -1) معدل التآكل (سم كا −1)
يعني 86.0 9.35 0.17
الوسيط 85.7 9.40 0.18
الوضع 83.9 9.49 0.28
أدنى χ 2 76.8 8.21 0.06
أقصى 103.8 10.7 0.35
الحد الأدنى 69.8 6.97 0.00
  • (أ) تمثل القيم القصوى والدنيا 95٪ (2σ) نافذة ثقة لكل معلمة لبيانات الرمل لبيانات الحصاة المقطوعة χ تم فرض 2 30 وبالتالي لا يمكن الحصول على قدر معقول من عدم اليقين من المحاكاة. يتم عرض الإحصائيات لمعدل التآكل ومع ذلك ، نظرًا لأنه تم وضع قيود على صافي التآكل ، فلا يمكن استخدامها للإبلاغ عن قيمة معدل التآكل.

على الرغم من إرجاع الحد الأدنى لقيمة مربع كاي لمجموعة المنحنيات التي تم إنشاؤها بواسطة المحاكاة ، فإن مقارنة مساحة الحل للعمر وقيم مربع كاي المرتبطة به (الشكل 5) توضح أنه بالنسبة لهذا الملف الشخصي ، لن يتقارب التحسين إلى واحد المحلول. تُظهر هذه النتائج نطاقًا واسعًا من الأعمار بقيم مربع كاي متطابقة بشكل أساسي مع الحد الأدنى لقيمة مربع كاي. أي ، نظرًا لانخفاض قيمة chi-square إلى الحد الأدنى للقيمة التي تسمح بها مجموعة البيانات هذه ، فإن العمر الناتج لا يقترب من قيمة فريدة. هذا على النقيض من مساحة حل الوراثة (الشكل 5) الذي يتقارب مع حل فريد مع انخفاض قيمة chi-square. يوضح فحص أزواج العمر ومعدل التآكل الناتج في محاكاة غير مقيدة كذلك عدم وجود علاقة بين مربع كاي المصغر والعمر يوضح الشكل 6 أن أي عمر أكبر من -70 كا من المرجح أن يتم الحصول عليه من خوارزمية التحسين. لذلك ، بالنسبة لمجموعة البيانات هذه ، بدون بعض القيود على معدل التآكل الصافي أو معدل التآكل ، لا يمكن حل سوى حد أدنى للعمر.

4.2 ليس فيري بيبل الشخصي

تنتج تركيزات TCN المقاسة لملف تعريف الرمل توزيعًا أسيًا نظريًا بعمق يتوافق مع المعادلة (1) ، ومع ذلك ، لا يُظهر المظهر الجانبي الحصى انخفاضًا أسيًا في تركيز TCN مع العمق (الشكل 4 ب). على وجه الخصوص ، فإن تركيزات 10 Be لأعمق عينتين في ملف تعريف الحصاة تنحرف بشكل كبير عن شكل المظهر الجانبي النظري الذي تتبعه الأربعة العليا. بسبب هذا الانحراف الشديد (75٪ و 500٪ من التركيزات المتوقعة بناءً على اتجاه الأربعة العليا) ، لا يمكن تضمين هاتين عينتي الحصى الأعمق في النموذج ، حيث من الواضح أنه لا يوجد حل يرضي جميع العينات الست.

تم نمذجة بيانات 10 Be لأربع عينات حصاة علوية (انظر الجدول 1) باستخدام نفس قيود النموذج مثل تلك المفروضة على عينات الرمل منذ أن تم جمعها في نفس الحفرة. بالنسبة لهذه العينات ، لا يوجد محلول عند أو أقل من قطع مربع كاي لـ 95٪ (2σ) نافذة الثقة. وبالتالي ، للحصول على بعض النتائج ، تمت زيادة قطع chi-square يدويًا للنظر في التوزيعات لكل مساحة حل لكل معلمة بناءً على جمع أفضل النوبات الممكنة للبيانات. على الرغم من أن هذا يعيق قدرتنا على تحديد الخطأ في المعلمات المحسوبة باستخدام المعادلة (3) ، إلا أنه لا يزال يسمح بتحديد القيم (النموذجية) الأكثر احتمالية بناءً على البيانات. تنتج المحاكاة قيمًا نمطية لـ 117 ka ، و 4.60 × 10 4 ذرات g 1 للعمر والميراث ، على التوالي (الجدول 4 والشكل 7).

العمر (كا) الوراثة (10 4 ذرات جم -1) معدل التآكل (سم كا −1)
يعني 121 5.24 0.12
الوسيط 121 5.09 0.12
الوضع 117 4.78 0.20
أدنى χ 2 139 7.67 0.17
أقصى 157 10.6 0.24
الحد الأدنى 98.6 2.43 0.00
  • (أ) تمثل القيم القصوى والدنيا 95٪ (2σ) نافذة ثقة لكل معلمة لبيانات الرمل لبيانات الحصاة المقطوعة χ تم فرض 2 30 وبالتالي لا يمكن الحصول على قدر معقول من عدم اليقين من المحاكاة. يتم عرض الإحصائيات لمعدل التآكل ومع ذلك ، نظرًا لأنه تم وضع قيود على صافي التآكل ، فلا يمكن استخدامها للإبلاغ عن قيمة معدل التآكل.

محتويات

تتكون نواة الذرة من البروتونات والنيوترونات (نوعان من الباريونات) المرتبطة بالقوة النووية. تتكون هذه الباريونات أيضًا من جسيمات أساسية دون ذرية تُعرف باسم الكواركات المرتبطة بالتفاعل القوي. النواة هي شبه كروية إلى حد ما وقد تكون ممتدة إلى حد ما (طويلة) أو مفلطحة (مسطحة) أو غير مستديرة بالكامل.

إذا كان من الممكن اعتبار أن نصف قطر النواة 5 fm (= 10 × 10 -15 م) ، فهذا يعني أن المقطع العرضي لها من 10 إلى 28 م 2 ، وحجمها حوالي 10 - 42 م 3.

تحرير النظائر والنويدات

يعتمد نظير الذرة على عدد النيوترونات في النواة. النظائر المختلفة لنفس العنصر لها خصائص كيميائية متشابهة للغاية. يمكن فصل النظائر المختلفة في عينة من مادة كيميائية باستخدام جهاز طرد مركزي أو باستخدام مطياف الكتلة. تستخدم الطريقة الأولى في إنتاج اليورانيوم المخصب من اليورانيوم العادي ، والطريقة الثانية تستخدم في التأريخ بالكربون.

يحدد عدد البروتونات والنيوترونات معًا النيوكليد (نوع النواة). البروتونات والنيوترونات لها كتل متساوية تقريبًا ، وعددها المركب ، العدد الكتلي ، يساوي تقريبًا الكتلة الذرية للذرة. الكتلة المجمعة للإلكترونات صغيرة جدًا عند مقارنتها بكتلة النواة والبروتونات والنيوترونات تزن حوالي 2000 مرة أكثر من الإلكترونات.

كان اكتشاف الإلكترون بواسطة J.J. Thomson أول علامة على أن الذرة لها بنية داخلية. في مطلع القرن العشرين ، كان النموذج المقبول للذرة هو نموذج جيه ​​جيه طومسون "بودنغ البرقوق" حيث كانت الذرة عبارة عن كرة كبيرة موجبة الشحنة مع إلكترونات صغيرة سالبة الشحنة مدمجة بداخلها. بحلول مطلع القرن ، اكتشف الفيزيائيون أيضًا ثلاثة أنواع من الإشعاع القادم من الذرات ، أطلقوا عليها اسم إشعاع ألفا وبيتا وجاما. اكتشفت التجارب التي أجراها ليز مايتنر وأوتو هان وجيمس تشادويك في عام 1914 أن طيف اضمحلال بيتا كان مستمرًا وليس منفصلاً. أي أنه تم إخراج الإلكترونات من الذرة بمجموعة من الطاقات ، بدلاً من الكميات المنفصلة من الطاقات التي لوحظت في تحلل جاما وألفا. كانت هذه مشكلة للفيزياء النووية في ذلك الوقت ، لأنها أشارت إلى أن الطاقة لم يتم حفظها في هذه التدهورات. أدت المشكلة لاحقًا إلى اكتشاف النيوترينو (انظر أدناه).

في عام 1906 نشر إرنست رذرفورد "إشعاع جسيم ألفا من الراديوم في المرور عبر المادة". [3] توسع جيجر في هذا العمل في اتصال مع الجمعية الملكية [4] من خلال التجارب التي قام بها هو ورذرفورد بتمرير جسيمات ألفا عبر الهواء ، ورقائق الألمنيوم وورق الذهب. تم نشر المزيد من العمل في عام 1909 من قبل جيجر ومارسدن [5] وتم نشر العمل الموسع بشكل كبير في عام 1910 من قبل جيجر ، [6] في عام 1911-2 ذهب رذرفورد أمام الجمعية الملكية لشرح التجارب وطرح النظرية الجديدة للذرة. النواة كما نفهمها الآن.

في نفس الوقت تقريبًا الذي حدث فيه هذا (1909) أجرى إرنست رذرفورد تجربة رائعة أطلق فيها هانز جيجر وإرنست مارسدن تحت إشرافه جزيئات ألفا (نوى الهيليوم) على طبقة رقيقة من رقائق الذهب. تنبأ نموذج حلوى البرقوق بأن جزيئات ألفا يجب أن تخرج من الرقاقة مع انحناء مساراتها على الأكثر قليلاً. لقد صُدم عندما اكتشف أن بعض الجسيمات كانت مبعثرة من خلال زوايا كبيرة ، حتى إلى الوراء تمامًا في بعض الحالات. أدى الاكتشاف ، الذي بدأ بتحليل رذرفورد للبيانات في عام 1911 ، في النهاية إلى نموذج رذرفورد للذرة ، حيث تحتوي الذرة على نواة صغيرة جدًا وكثيفة جدًا تتكون من جسيمات ثقيلة مشحونة إيجابًا مع إلكترونات مدمجة من أجل موازنة الشحنة. على سبيل المثال ، في هذا النموذج ، يتألف النيتروجين -14 من نواة بها 14 بروتونًا و 7 إلكترونات ، وكانت النواة محاطة بسبعة إلكترونات أخرى تدور في مدارها.

عمل نموذج رذرفورد جيدًا إلى أن أجرى فرانكو راسيتي دراسات حول الدوران النووي في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا في عام 1929. وبحلول عام 1925 ، كان من المعروف أن دوران البروتونات والإلكترونات يبلغ 1/2 ، وفي نموذج رذرفورد للنيتروجين -14 يجب أن تتزاوج 14 بروتونًا وستة من الإلكترونات لإلغاء دوران بعضها البعض ، ويجب أن يترك الإلكترون النهائي النواة مع دوران 1/2. اكتشف Rasetti ، مع ذلك ، أن النيتروجين 14 له دوران واحد.

في عام 1930 ، لم يتمكن فولفجانج باولي من حضور اجتماع في توبنغن ، وأرسل بدلاً من ذلك رسالة مشهورة مع المقدمة الكلاسيكية "السيدات والسادة المشعة الأعزاء". اقترح باولي في رسالته أنه ربما كان هناك جسيم ثالث في النواة أطلق عليه "النيوترون". اقترح أنه خفيف جدًا (أخف من الإلكترون) ، وليس به شحنة ، وأنه لا يتفاعل بسهولة مع المادة (ولهذا السبب لم يتم اكتشافه بعد). حل هذا المخرج اليائس كلاً من مشكلة الحفاظ على الطاقة ودوران النيتروجين -14 ، الأولى لأن "نيوترون" باولي كان يحمل الطاقة الزائدة بعيدًا ، والثاني لأن "نيوترونًا" إضافيًا مقترنًا بالإلكترون في النيتروجين- 14 نواة مما يعطيها واحدة تدور. تمت إعادة تسمية "نيوترون" باولي بالنيوترينو (الإيطالي لواحد محايد قليلاً) بواسطة إنريكو فيرمي في عام 1931 ، وبعد حوالي ثلاثين عامًا تم إثبات أن النيوترينو ينبعث حقًا أثناء تحلل بيتا.

في عام 1932 ، أدرك تشادويك أن الإشعاع الذي لاحظه والثر بوث وهربرت إل بيكر وإيرين وفريديريك جوليو كوري كان في الواقع ناتجًا عن جسيم ضخم أطلق عليه اسم النيوترون. في نفس العام ، اقترح ديمتري إيفانينكو أن النيوترونات كانت في الواقع جسيمات تدور 1/2 وأن النواة تحتوي على نيوترونات وأنه لا توجد إلكترونات فيها ، واقترح فرانسيس بيرين أن النيوترينوات ليست جسيمات نووية ولكنها نشأت أثناء اضمحلال بيتا. لإنهاء العام ، قدم فيرمي نظرية النيوترينو إلى طبيعة (الذي رفضه المحررون لكونه "بعيدًا جدًا عن الواقع"). واصل فيرمي العمل على نظريته ونشر ورقة بحثية في عام 1934 وضعت النيوترينو على أسس نظرية صلبة. في نفس العام ، اقترح هيديكي يوكاوا أول نظرية مهمة للقوة القوية لشرح كيفية تماسك النواة معًا.

مع أوراق فيرمي ويوكاوا ، اكتمل النموذج الحديث للذرة. يحتوي مركز الذرة على كرة ضيقة من النيوترونات والبروتونات ، والتي ترتبط ببعضها البعض بواسطة القوة النووية القوية. قد تتعرض النوى غير المستقرة لانحلال ألفا ، حيث تنبعث منها نواة هيليوم نشطة ، أو اضمحلال بيتا ، حيث تقوم بإخراج إلكترون (أو بوزيترون). بعد واحدة من هذه الاضمحلال ، قد تترك النواة الناتجة في حالة من الإثارة ، وفي هذه الحالة تتحلل إلى حالتها الأرضية عن طريق إصدار فوتونات عالية الطاقة (اضمحلال جاما).

قادت دراسة القوى النووية القوية والضعيفة الفيزيائيين إلى اصطدام النوى والإلكترونات في طاقات أعلى من أي وقت مضى. أصبح هذا البحث علم فيزياء الجسيمات ، وأهمها النموذج القياسي لفيزياء الجسيمات الذي يوحد القوى القوية والضعيفة والكهرومغناطيسية.

يمكن أن تحتوي النواة على مئات النكليونات مما يعني أنه مع بعض التقريب يمكن معاملتها كنظام كلاسيكي ، بدلاً من نظام ميكانيكي الكم. في نموذج قطرة السائل الناتج ، تمتلك النواة طاقة تنشأ جزئيًا من التوتر السطحي وجزئيًا من التنافر الكهربائي للبروتونات.نموذج القطرة السائلة قادر على إعادة إنتاج العديد من سمات النوى ، بما في ذلك الاتجاه العام لربط الطاقة فيما يتعلق بعدد الكتلة ، وكذلك ظاهرة الانشطار النووي.

ومع ذلك ، تُركب على هذه الصورة الكلاسيكية تأثيرات ميكانيكا الكم ، والتي يمكن وصفها باستخدام نموذج الغلاف النووي ، الذي طورته ماريا جويبيرت ماير في جزء كبير منه. النوى التي تحتوي على أعداد معينة من النيوترونات والبروتونات (الأرقام السحرية 2 ، 8 ، 20 ، 50 ، 82 ، 126 ،.) مستقرة بشكل خاص ، لأن غلافها ممتلئ.

تتعلق الكثير من الأبحاث الحالية في الفيزياء النووية بدراسة النوى في ظل ظروف قاسية مثل الدوران العالي وطاقة الإثارة. قد تحتوي النوى أيضًا على أشكال متطرفة (مشابهة لتلك الموجودة في كرات القدم الأمريكية) أو نسب نيوترون إلى بروتون شديدة. يمكن للتجارين إنشاء مثل هذه النوى باستخدام اندماج مصطنع أو تفاعلات نقل النوكليون ، باستخدام حزم أيونية من معجل. يمكن استخدام الحزم ذات الطاقات الأعلى لإنشاء نوى عند درجات حرارة عالية جدًا ، وهناك دلائل على أن هذه التجارب قد أنتجت انتقالًا طوريًا من المادة النووية العادية إلى حالة جديدة ، وهي بلازما كوارك-غلوون ، حيث تختلط الكواركات بواحدة. آخر ، بدلاً من الفصل في ثلاثة توائم كما هو الحال في النيوترونات والبروتونات.

تحرير الاضمحلال النووي

إذا كانت النواة تحتوي على نيوترونات قليلة جدًا أو كثيرة جدًا ، فقد تكون غير مستقرة ، وسوف تتحلل بعد فترة من الزمن. على سبيل المثال ، تتحلل ذرات النيتروجين -16 (7 بروتونات ، 9 نيوترونات) بيتا إلى ذرات أكسجين 16 (8 بروتونات ، 8 نيوترونات) في غضون ثوانٍ قليلة من تكوينها. في هذا الاضمحلال ، يتحول النيوترون الموجود في نواة النيتروجين إلى بروتون وإلكترون بواسطة القوة النووية الضعيفة. يتغير عنصر الذرة لأنه بينما كان يحتوي في السابق على سبعة بروتونات (مما يجعله نيتروجينًا) فإنه يحتوي الآن على ثمانية (مما يجعله أكسجينًا). العديد من العناصر لها نظائر متعددة تكون مستقرة لأسابيع أو سنوات أو حتى مليارات السنين.

تحرير الاندماج النووي

عندما تتلامس نواتان خفيفتان مع بعضهما البعض ، فمن الممكن للقوة الشديدة أن تدمج الاثنين معًا. يتطلب الأمر قدرًا كبيرًا من الطاقة لدفع النوى بالقرب من بعضها البعض بما يكفي حتى يكون للقوة القوية تأثير ، لذلك لا يمكن أن تحدث عملية الاندماج النووي إلا في درجات حرارة عالية جدًا أو كثافات عالية. بمجرد أن تكون النوى قريبة بدرجة كافية من بعضها البعض ، تتغلب القوة القوية على تنافرها الكهرومغناطيسي وتسحقها في نواة جديدة. يتم إطلاق كمية كبيرة جدًا من الطاقة عندما تندمج نوى الضوء معًا لأن طاقة الارتباط لكل نواة تزداد مع زيادة عدد الكتلة حتى النيكل -62. النجوم مثل شمسنا تعمل بالطاقة من خلال اندماج أربعة بروتونات في نواة الهيليوم ، واثنين من البوزيترونات ، واثنين من النيوترينوات. ال غير منضبط يُعرف اندماج الهيدروجين في الهيليوم باسم هارب نووي حراري. البحث لإيجاد طريقة مجدية اقتصاديًا لاستخدام الطاقة من أ خاضع للسيطرة يتم إجراء تفاعل الاندماج حاليًا بواسطة مؤسسات بحثية مختلفة (انظر JET و ITER).

تحرير الانشطار النووي

بالنسبة للنواة الأثقل من النيكل -62 ، تتناقص طاقة الارتباط لكل نواة مع عدد الكتلة. لذلك من الممكن إطلاق الطاقة إذا تحطمت نواة ثقيلة إلى نواة أخف. يُعرف هذا الانقسام للذرات بالانشطار النووي.

يمكن اعتبار عملية تحلل ألفا نوعًا خاصًا من الانشطار النووي التلقائي. تنتج هذه العملية انشطارًا غير متماثل بدرجة عالية لأن الجسيمات الأربعة التي يتكون منها جسيم ألفا مرتبطة بشكل خاص ببعضها البعض ، مما يجعل إنتاج هذه النواة في حالة الانشطار أمرًا محتملاً بشكل خاص.

بالنسبة لبعض النوى الأثقل التي تنتج نيوترونات عند الانشطار ، والتي تمتص النيوترونات بسهولة لبدء الانشطار ، يمكن الحصول على نوع اشتعال ذاتي من الانشطار النيوتروني ، في ما يسمى بالتفاعل المتسلسل. [كانت التفاعلات المتسلسلة معروفة في الكيمياء قبل الفيزياء ، وفي الواقع العديد من العمليات المألوفة مثل الحرائق والانفجارات الكيميائية هي تفاعلات كيميائية متسلسلة]. التفاعل الانشطاري أو المتسلسل "النووي" ، باستخدام النيوترونات الناتجة عن الانشطار ، هو مصدر الطاقة لمحطات الطاقة النووية والقنابل النووية من النوع الانشطاري مثل القنابل التي استخدمتها الولايات المتحدة ضد هيروشيما وناغازاكي في نهاية الحرب العالمية الثانية . قد تتعرض النوى الثقيلة مثل اليورانيوم والثوريوم للانشطار العفوي ، لكنها أكثر عرضة للانحلال بفعل تسوس ألفا.

لحدوث تفاعل متسلسل يبدأ بالنيوترون ، يجب أن تكون هناك كتلة حرجة من العنصر موجودة في مساحة معينة في ظل ظروف معينة (هذه الظروف تبطئ وتحافظ على النيوترونات للتفاعلات). هناك مثال واحد معروف لمفاعل الانشطار النووي الطبيعي ، والذي كان نشطًا في منطقتين من أوكلو ، الجابون ، إفريقيا ، منذ أكثر من 1.5 مليار سنة. أظهرت قياسات انبعاث النيوترينو الطبيعي أن حوالي نصف الحرارة المنبعثة من لب الأرض تنتج عن الاضمحلال الإشعاعي. ومع ذلك ، من غير المعروف ما إذا كان أي من هذا ناتجًا عن تفاعلات سلسلة الانشطار.

إنتاج العناصر الثقيلة تحرير

عندما برد الكون بعد الانفجار العظيم ، أصبح من الممكن في النهاية وجود الجسيمات كما نعرفها. الجسيمات الأكثر شيوعًا التي نشأت في الانفجار العظيم والتي لا تزال سهلة الملاحظة اليوم هي البروتونات (الهيدروجين) والإلكترونات (بأعداد متساوية). تم إنشاء بعض العناصر الأثقل عندما اصطدمت البروتونات ببعضها البعض ، لكن معظم العناصر الثقيلة التي نراها اليوم نشأت داخل النجوم خلال سلسلة من مراحل الاندماج ، مثل سلسلة البروتونات ، ودورة CNO ، وثلاثي ألفا. عملية. تصنع العناصر الأثقل تدريجيًا أثناء تطور النجم.

نظرًا لأن طاقة الارتباط لكل نيوكليون تبلغ ذروتها حول الحديد ، يتم إطلاق الطاقة فقط في عمليات الاندماج التي تحدث أسفل هذه النقطة. منذ إنشاء نوى أثقل عن طريق الاندماج يكلف الطاقة ، تلجأ الطبيعة إلى عملية التقاط النيوترونات. تمتص النواة بسهولة النيوترونات (بسبب نقص شحنتها). يتم إنشاء العناصر الثقيلة إما عن طريق عملية أسر نيوترونية بطيئة (ما يسمى ب س عملية) أو عن طريق السريع ، أو ص عملية. ال س تحدث العملية في النجوم النابضة حرارياً (تسمى AGB ، أو النجوم الفرعية العملاقة المقاربة) وتستغرق مئات إلى آلاف السنين للوصول إلى أثقل عناصر الرصاص والبزموت. ال ص يُعتقد أن العملية تحدث في انفجارات المستعرات الأعظمية نظرًا لظروف درجات الحرارة المرتفعة وتدفق النيوترونات العالي والمواد المقذوفة. هذه الظروف النجمية تجعل التقاط النيوترونات المتتالية سريعًا جدًا ، بما في ذلك الأنواع الغنية جدًا بالنيوترونات والتي تتحلل بعد ذلك إلى عناصر أثقل ، خاصة في ما يسمى بنقاط الانتظار التي تتوافق مع نوكليدات أكثر استقرارًا ذات أصداف نيوترونية مغلقة (أرقام سحرية). ال ص عادة ما تكون مدة العملية في نطاق بضع ثوان.


البيانات النووية للبحث العلمي

يفترض النموذج القياسي الحديث لأصل الكون بداية عندما تم ضغط كل الطاقة (والطاقة المكافئة للكتلة) في مساحة صغيرة ذات كثافة طاقة عالية للغاية ودرجة حرارة. لا يمكنك التفكير في هذا الكائن في فراغ أسود كبير - كان الفضاء نفسه صغيرًا جدًا ، والطاقة تملأه بالكامل. تحت ضغط كل هذه الطاقة ، بدأ الفضاء في التوسع. نتيجة لهذا التمدد انخفضت كثافة الطاقة ودرجة الحرارة. تشبيه ثنائي الأبعاد شائع للمساعدة في تفسير هذه الحالة الغريبة وهو سطح البالون أثناء تفجيره. في بداية الانتفاخ ، تكون مساحة سطح البالون صغيرة ، ولكن كل "المساحة" هي الموجودة. أثناء الانتفاخ ، تزداد مساحة سطح البالون ، تمامًا كما زادت مساحة الكون أثناء التمدد المسمى "الانفجار العظيم".

بدأت الفيزياء النووية عندما انخفضت درجة حرارة الكون إلى حوالي 10 9 كلفن حوالي 200 ثانية بعد الانفجار العظيم. في هذا الوقت ، فإن النسبة الملحوظة حاليًا من النيوترونات إلى البروتونات "تجمدت" (حوالي 13٪ n و 87٪ p) ، والنيوترونات مجتمعة مع البروتونات لتكوين 2 H (deuterons) ، 3 He ، 4 He (جسيمات ألفا ) ، و 7 لي. لا يزال من الممكن ملاحظة النسب الأولية لوفرة هذه النوى إذا تجنب المرء المناطق التي تمت فيها معالجة المادة المتبقية من الانفجار العظيم من خلال النجوم. تم بناء النظريات لشرح هذه الوفرة. إنها تعتمد على تفاصيل المقاطع العرضية للعديد من التفاعلات النووية والعوامل العالمية مثل & أوميغا ب ، الكثافة الكلية للباريونات في الكون (الباريونات هي نيوترونات وبروتونات). وبالتالي فإن المعرفة الدقيقة للعديد من التفاعلات النووية ، مثل t + 4 He & rarr & gamma + 7 Li ، تسمح للفرد "بوزن" الكون (على الأقل الجزء الباريوني)! يتيح لك هذا مناقشة قضايا عظيمة حقًا ، مثل ما إذا كان الكون سيستمر في التوسع إلى الأبد ، أو ما إذا كانت الجاذبية ستتسبب في توقفه عن التوسع والانهيار مرة أخرى بسبب انفجار عظيم آخر. في T-2 ، نعمل على قيم أكثر وأكثر دقة للمقاطع العرضية لتفاعل أيون الضوء باستخدام تقنية النمذجة النووية تسمى "R-matrix". تتوفر معلومات عن المقاطع العرضية للأيونات الضوئية في منطقتنا الفلكية. تجميع آخر للبيانات النووية للفيزياء الفلكية متاح في LBNL.

استمر المزيج الساخن من H و He و Li في التوسع والتبريد لحوالي 10 15 ثانية (30 مليون سنة) ، ووصلت درجة حرارة 100 كلفن ، قبل أن تبدأ قوة الجاذبية في السيطرة وتشكيل المجرات والنجوم. يبلغ العمر الحالي للكون حوالي 16 مليار سنة (تتراوح التقديرات من 9 إلى 23 مليار سنة) ، وانخفضت درجة الحرارة إلى 2.76 كلفن ("إشعاع الجسم الأسود" الشهير).

إنتاج الطاقة النووية في النجوم

من خلال الآليات التي لا تزال قيد المناقشة في المجتمع الفلكي ، تم كسر التوزيع الموحد للمادة في البداية بطريقة ما لتشكيل الكتل التي كانت تمثل المجرات البدائية. داخل هذه المجرات ، بدأت كتل أخرى في الانهيار بفعل الجاذبية إلى أجسام أصغر. أدى ضغط هذا الانهيار إلى تسخين الغاز حتى بدأ يشع الضوء في الكون ، واختفى الظلام فجأة. استمرت هذه النجوم الجديدة في الانهيار والسخونة. بعد ما يقرب من 10 أو 100 مليون سنة من هذا الانهيار المطرد ، وصلت درجة الحرارة الداخلية للنجم الجديد إلى قيمة تبلغ حوالي 10 ملايين درجة (طاقات بروتون تبلغ حوالي 1 كيلو إلكترون فولت) ، وبدأت التفاعلات الحرارية النووية بين البروتونات في الغاز. قدمت ردود الفعل هذه طاقة جديدة للحفاظ على النجم ساطعًا ولمنعه من الانهيار أكثر. بالنسبة لشمس صغيرة نسبيًا ، مثل شمسنا ، يمكن أن يستمر حرق الهيدروجين لمدة 10 مليارات سنة. لقد أمضينا حوالي 5 مليارات سنة في تلك الفترة في هذا الوقت. يمكن للنجوم الكبيرة أن تمر عبر دورة حياتها بالكامل وتنفجر في غضون 10 ملايين سنة فقط!

في وقت مبكر من حياة أي نجم ، كان الوقود النووي هو الهيدروجين. يُعتقد أن رد الفعل الأول هو p + p & rarrd + e + + & nu ، وهو رد فعل لمقطع عرضي منخفض للغاية عند طاقات قريبة من 1 كيلو فولت (لم يتم ملاحظته مطلقًا في المختبر). ومع ذلك ، هناك الكثير من البروتونات والكثير من الوقت ، ويمكن أن تتراكم كميات ملحوظة من الديوتيريوم في نهاية المطاف. وهذا بدوره يسمح بردود فعل مثل p + d & rarr & gamma + 3 He. يمكن أن يتبع ذلك d + 3 He & rarrp + 4 لإكمال اندماج البروتونات في الهيليوم. كل خطوة من هذه العملية تطلق الطاقة لتشغيل النجم (إذا كنت تريد البحث عن مقدار الطاقة المحررة من خلال تفاعل معين ، تحقق من qtool عبر الإنترنت). المقاطع العرضية لهذه التفاعلات والتفاعلات المتنافسة الأخرى هي أيضًا جزء من بحثنا باستخدام طريقة R-matrix.

يكون غاز البروتون الساخن داخل نجم فتي في حالة توازن حراري مع بعض درجات الحرارة المميزة ، مثل 10 7 ك. (توزيع ماكسويل بولتزمان). يتطلب متوسط ​​معدل التفاعل النووي المقابل لمثل هذا التوزيع أخذ تكامل مناسب عبر المقطع العرضي للتفاعل المعتمد على الطاقة. فيما يلي مثال على هذا النوع من معدل التفاعل للعديد من تفاعلات الديوترون من منطقتنا الفلكية:

يرمز المتغير "T9" على الإحداثي إلى وحدات مقدارها 10 9 كلفن. لاحظ أن معدلات التفاعل عند الحافة اليسرى (حيث يحدث احتراق الهيدروجين في النجوم) صغيرة جدًا. ويرجع ذلك إلى حد كبير إلى التنافر القوي لـ Coulomb بين المقذوف المشحون إيجابياً والهدف الموجب الشحنة. يصعب قياس هذه المقاطع العرضية المنخفضة التي تبلغ حوالي 1 كيلو فولت في المختبر باستخدام الجسيمات المشحونة. النهج الطبيعي هو محاولة قياسها عند طاقة أعلى ثم استقراء الطاقات الفيزيائية الفلكية. ومع ذلك ، فإن طريقة R-matrix المستخدمة في مجموعتنا يمكنها أيضًا الاستفادة من التفاعلات التي يسببها النيوترون والتي تؤدي إلى نفس "النواة المركبة". يمكن قياس هذه التفاعلات عند الطاقات المنخفضة ، لأن النيوترون لا يطرده النواة المستهدفة. يمكن أن يؤدي تطبيق النظرية النووية على مشكلة الفيزياء الفلكية إلى تقليل الاعتماد على الاستقراء وتحسين موثوقية بيانات الفيزياء الفلكية.

التركيب النووي في النجوم الضخمة

تم إنتاج معظم العناصر والنظائر التي نراها في الطبيعة في نجوم ضخمة (لنقل 10 إلى 100 ضعف كتلة شمسنا) وفي انفجارات المستعرات الأعظمية التي تشير إلى نهاية حياتها. كان فهم الوفرة النسبية لهذه العناصر والنظائر لغزًا كبيرًا لعلم الفلك على مدار السبعين عامًا الماضية ، واعتمدت الإجابة بشكل كبير على الفيزياء النووية ومجموعة متزايدة باستمرار من البيانات النووية. تسمى العملية التي تولدت من خلالها المادة التي يتكون منها كوكبنا وأجسادنا "التركيب النووي".

"رماد" مرحلة احتراق الهيدروجين في النجم هي 4 نوى. عندما يتم استهلاك كمية كافية من الهيدروجين بحيث تكون الطاقة المتولدة غير كافية لدعم وزن المناطق الخارجية للنجم ضد قوة الجاذبية ، يبدأ النجم بالتقلص والسخونة. عندما ترتفع درجة الحرارة إلى حوالي 0.1 إلى 0.2 × 10 9 كلفن ، يبدأ الهيليوم في الاحتراق ، ويعيد استقرار تقلص النجم ، ويحوله إلى عملاق أحمر. من خلال سلسلة صعبة من التفاعلات النووية ، تتحد ثلاث نوى 4 He لتشكل 12 درجة مئوية ، والتي تلتقط بعد ذلك جسيم ألفا آخر في التفاعل 4 He + 12 C & rarr & gamma + 16 O. وهكذا ، فإن رماد مرحلة احتراق الهيليوم في التطور النجمي هي مجرد الكربون والأكسجين مهمان جدًا للحياة. تولي مجموعتنا اهتمامًا خاصًا بتفاعل ألفا-كربون. من الصعب جدًا قياس الطاقات الفيزيائية الفلكية المنخفضة ، والاستقراء مليء بالشكوك. يساعد نهج R-matrix الخاص بنا في حل أوجه عدم اليقين هذه.

في نجم كتلته 25 ضعف كتلة شمسنا ، تستغرق مرحلة احتراق الهيليوم حوالي 500000 سنة. ثم يمر من خلال انكماش آخر ويبدأ في حرق الكربون والأكسجين. تعمل هذه المرحلة في درجات حرارة من 1 إلى 2 T9 ، والرماد في الغالب 28 Si. التفاعلات المهمة هي أشياء مثل 12 C + 12 C & rarr & alpha + 20 Ne ، والتي تسمى "تفاعلات الأيونات الثقيلة". قد تعمل هذه المرحلة لبضع مئات من السنين فقط - اقتربت نهاية حياة النجم الضخم.

إليك كيف يُعتقد أن يحدث ذلك. عند درجة حرارة حوالي 4 T9 ، يبدأ السيليكون في الاحتراق عبر شبكة معقدة للغاية من التفاعلات. يصبح التفكك الضوئي مهمًا في درجات الحرارة هذه ، وتنتج هذه التفاعلات "العكسية" العديد من النيوترونات والبروتونات وجزيئات ألفا. ثم تقوم هذه الجسيمات بقذف النوى الأثقل في اللب الساخن وبناء كتلها من خلال عمليات الالتقاط المتتالية. هذا البناء المستمر والتدمير المستمر للنواة يصب في مصلحة أولئك الذين يتمتعون بأكبر قدر من الاستقرار. نظرًا لأن النوى الأكثر استقرارًا هي تلك الموجودة بالقرب من الحديد ، فإن الكثير من نواة السيليكون يتحول إلى حديد في غضون يوم واحد تقريبًا! عندما يصل اللب الحديدي إلى كتلة تساوي تقريبًا كتلة شمسنا ، يصبح غير مستقر ضد الانهيار التثاقلي. في غضون ثوانٍ قليلة ، تنهار حتى تندفع النوى ضد بعضها البعض - زيادة في الكثافة بمقدار 100.000 ضعف. ثم يرتد ، مرسلاً موجة صدمة شديدة عبر المناطق الخارجية للنجم. تنفجر هذه الصدمة 90٪ من كتلة النجم ، بما في ذلك جميع طبقات الهيدروجين والهيليوم وأكسجين الكربون والسيليكون والحديد - فقط الأشياء التي نحتاجها لصنع الكواكب والأجسام البشرية.

تتطلب مرحلة احتراق السيليكون معلومات عن مئات من تفاعلات النيوترونات والبروتونات والألفا ، وعن تفاعلات التحلل الضوئي المصاحبة لها. نظرًا لأن الحرق يحدث في درجات حرارة حوالي 4 T9 ، فإن متوسط ​​طاقات الجسيمات يقع في نطاق MeV حيث تكون القياسات المختبرية ممكنة. بالإضافة إلى ذلك ، هناك الآن أكواد نموذج نووي جيدة للغاية مع تحسين قدرات التنبؤ (على سبيل المثال ، كود نموذج إحصائي GNASH في مجموعتنا). على الجانب السلبي ، هناك أيضًا العديد من النويدات غير المستقرة جدًا التي يتم إنتاجها في هذه العمليات ، ولا توجد بيانات لها. في المستقبل ، قد تكون منشأة الحزمة الأيونية المشعة الجديدة قادرة على سد هذه الفجوة. هناك تعقيد آخر هو أن بعض النويدات قد تكون موجودة في الحالات المثارة ، وستكون هناك حاجة إلى عمل نظري للتنبؤ بكيفية اختلاف المقاطع العرضية للتفاعل من النوى المثارة عن تلك الموجودة في حالتها الأساسية. ومع ذلك ، فإن نتيجة التوازن بين التفاعلات الأمامية ورد الفعل العكسي المقابل لها هي أن قيمة المقطع العرضي تلغي ، وتعتمد وفرة التوازن للمادة على طاقة الربط (قيمة Q) وبعض عوامل الدوران. هذا يجعل من المهم للغاية وجود جداول شاملة للكتل النووية التي تشمل جميع النويدات الممكنة في السيليكون إلى منطقة الحديد ، حتى تلك التي يستحيل ملاحظتها في التجارب. أظهر نموذج القطرات محدود المدى (FRDM) الخاص بمجموعتنا قدرته على حساب الكتل النووية لنوى غير قابلة للقياس. لمزيد من المعلومات حول كتل Moller-Nix ، يمكنك إلقاء نظرة على الأوراق الموجودة في منطقة المنشورات الخاصة بنا ، أو يمكنك استخدام نموذج HTML عبر الإنترنت لاسترداد الكتلة المحسوبة (والمعلمات الأخرى) لأي نوكليد ترغب فيه. يتم أيضًا توفير الكتل التجريبية ، عند توفرها. بالإضافة إلى ذلك ، لدينا نموذج HTML تفاعلي يسمى qtool والذي يسمح لك بحساب قيم التفاعل Q من الكتل التجريبية المدعومة بالكتل المحسوبة عند الحاجة.

التخليق النووي للنظائر الثقيلة

المناقشة أعلاه تحذف بشكل واضح أي إنتاج للنواة أعلاه حول A = 70. من أين جاء الذهب والتنغستن واليورانيوم؟ تقترح النظرية أن ثلاث عمليات إضافية قد تكون مسؤولة: التسلسل البطيء لامتصاص النيوترونات المتتالية (عملية s) ، وتسلسل سريع لامتصاص النيوترونات (عملية r) ، وتسلسل سريع لامتصاص البروتون (عملية rp) .

في عملية s ، يبدأ المرء بنوى مجموعة الحديد الموجودة. لذلك ، من المتوقع أن يحدث فقط في نجوم الجيل الثاني التي انهارت من بقايا انفجار سوبر نوفا سابق. يلزم تدفق النيوترونات ، ومن المرجح أن تأتي هذه النيوترونات من تفاعلات مختلفة (& alpha، n) في منطقة حرق الهيليوم لنجم عملاق أحمر. يمتص نظير البذرة Z، A من منطقة الحديد نيوترونًا متغيرًا من A إلى A + 1. إذا كان النظير الجديد مستقرًا ، فيمكنه امتصاص نيوترون آخر ، بالانتقال إلى A + 2.إذا كان غير مستقر ، فمن المفترض أن معدل التقاط النيوترون منخفض بما يكفي بحيث يكون للنويدات متسع من الوقت لتتحلل إلى Z + 1 بواسطة & انبعاث بيتا قبل الالتقاط التالي. ثم تتكرر نفس عملية امتصاص النيوترونات لـ Z + 1. وهكذا ، فإن النويدات المنتجة تكمن في "وادي استقرار بيتا" في مخطط النويدات. يُظهر التحليل أن وفرة النيوكليد يجب أن تتناسب عكسياً مع المقطع العرضي لامتصاص نيوترون متوسط ​​على الطيف النيوتروني الموجود أثناء عملية s. يبدو أن هذا التوزيع النيوتروني يتميز بمتوسط ​​درجة حرارة حوالي 30 كيلو إلكترون فولت. وبالتالي ، فإن متطلبات البيانات النووية لعملية s هي معرفة جيدة بالمقاطع العرضية (n ، و gamma) في نطاق الطاقة من 1 keV إلى 100 keV للنظائر القريبة من خط استقرار بيتا. تم قياس العديد من هذه المقاطع العرضية وتقييمها على مر السنين ، ويمكن الوصول إلى تلك التي تم جدولتها في ملف البيانات النووية القياسي الأمريكي ENDF / B-VII من خلال الفهرس الخاص بنا إلى ENDF / B-VII. لا تزال هناك بعض الشكوك ، وهي أهداف جيدة للقياسات الجديدة.

لا يمكن لهذه العملية أن تفسر كل النسب النظيرية التي تمت ملاحظتها ، وقد تم تطوير عملية r لحل المشكلة. يبدأ أيضًا بنويدة البذور Z ، A من منطقة الحديد ، ويتم امتصاص نيوترون واحد ليعطي A + 1. ومع ذلك ، في عملية r السريعة جدًا ، يُفترض أن A + 1 قد لا يكون لديه وقت للتحلل قبل أن يمتص نيوترونًا آخر وينتقل إلى A + 2. يستمر هذا التسلسل في التحرك نحو ما يسمى بـ "خط التنقيط النيوتروني" حتى تغمر احتمالية امتصاص نيوترون جديد باحتمال تعرض النيوترون للانحلال الضوئي. تحدد نقطة التوازن هذه قيمة التوازن A لهذا Z. سوف تتحلل بعض النوى إلى Z + 1 بواسطة & انبعاث بيتا أثناء هذا التوازن وتوفر بذرة لسلسلة جديدة من التقاطات النيوترونات. لذلك يتحرك مسار التخليق النووي على طول خط في مكان ما بين وادي الاستقرار وخط التنقيط النيوتروني (الإزاحة اعتمادًا على ظروف مثل درجة الحرارة وتدفق النيوترونات وتدفق الفوتون) حتى يقتل الانشطار في النهاية السلسلة في منطقة الأكتينيد . من الواضح أن هذه العملية تتطلب تدفقًا ضخمًا للنيوترونات ، ويفترض أنها تحدث أثناء انفجار مستعر أعظم. يستمر ذلك بضع ثوانٍ فقط عندما يتوقف تدفق النيوترون ، وكل النوى غير المستقرة التي يتم إنتاجها على طول خط المعالجة r تتحلل بواسطة & انبعاث بيتا إلى نقطة نهائية مستقرة. يشير تحليل هذه العملية إلى أن الوفرة النسبية لكل نوكليد يجب أن تكون متناسبة مع عمر الاضمحلال لسلفها على خط المعالجة r. من الواضح أن هذه منطقة صعبة لإجراء قياسات معملية! تأتي النظرية للإنقاذ. يمكن أيضًا استخدام نفس FRDM الذي يعطي الكتل النووية المحسوبة لتقدير عمر اضمحلال بيتا. وهي متوفرة في جداول في أوراق يمكن العثور عليها في (منطقة المنشورات الخاصة بنا ، أو بشكل تفاعلي من خلال نموذج HTML عبر الإنترنت. يتم عرض قطعة من النويدات المساهمة في عملية r والوفرة الناتجة أدناه ، متراكبة على تمثيل & تجريبي - الأعمار: المربعات السوداء الصغيرة هي النظائر المستقرة ، والخط الأسود يمثل حدود النويدات المعروفة على الجانب الغني بالنيوترونات ، والخط البنفسجي أدناه وإلى اليمين هو كفاف نموذجي للعملية r. المربعات الأرجواني الصغيرة عرض النويدات التي يتم إنتاجها عندما يتحلل خط r- العملية.


GW170817— الأوراق

بعد ثلاثة أشهر (وإعلان واحد للكشف عن الثقب الأسود) ، لدي وقت أخيرًا للكتابة عن مجموعة أوراق LIGO-Virgo التي تم تجميعها معًا لمرافقة GW170817.

الأوراق

يوجد حاليًا 9 أوراق في عائلة GW170817. المزيد من الأوراق ، على سبيل المثال النظر في تقدير المعلمات بالتفصيل ، قيد التقدم. يتم سرد الأوراق أدناه بترتيب نشر arXiv. المفضل لدي هو GW170817 Discovery Paper. تم وصف العديد من النقاط البارزة ، خاصة من ورقات علم الفلك الخاصة بالاكتشاف و Multimessenger ، في كتابي GW170817 إعلان آخر.

إن مواكبة جميع نتائج الملاحظة المصاحبة مهمة لا يحسدها حتى سيزيف. أنا متأكد من أن تفاصيل هذه ستتم مناقشتها لفترة طويلة قادمة. قمت & # 8217 بتضمين مراجع إلى عدد قليل أدناه (في الغالب كـ [ملاحظات اقتباس]) ، ولكن لا يتم ضمان اكتمال هذه المراجع (سأستمر في توسيعها في المستقبل).

0. ورقة اكتشاف GW170817

لقب: GW170817: رصد موجات الجاذبية من نجم نيوتروني ثنائي ملهم
arXiv:
1710.05832 [gr-qc]
مجلة:
رسائل المراجعة البدنية 119(16):161101(18) 2017
ملخص علم LIGO:
GW170817: رصد موجات الجاذبية من نجم نيوتروني ثنائي ملهم

هذه هي الورقة التي تعلن عن كشف موجات الجاذبية. يقدم نظرة عامة على خصائص الإشارة ، والتقديرات الأولية لمعلمات المصدر (راجع GW170817 ورقة الخصائص للحصول على التحديثات) ومعدل دمج النجوم الثنائية النيوترونية ، بالإضافة إلى نظرة عامة على النتائج من الأوراق المصاحبة الأخرى.

لقد شعرت بخيبة أمل لأن & # 8220t عصر علم الفلك متعدد الموجات الجاذبية قد افتتح بضجة & # 8221 لم & # 8217t الانتهاء من المسودة النهائية.

−1. ورقة علم الفلك متعددة الرسائل

& # 8217 لقد قمت بترقيم هذه الورقة كـ −1 لأنها تعطي نظرة عامة عن الكل الملاحظات - موجة الجاذبية ، الكهرومغناطيسية والنيوترينو - المصاحبة لـ GW170817. أشعر ببعض الأسف تجاه مراقبي النيوترينو ، لأنهم & # 8217 هم الوحيدون الذين لم يقوموا بالكشف. من خلال جمع الموجات الثقالية والملاحظات الكهرومغناطيسية معًا ، يمكننا أن نؤكد أن اندماجات النجوم الثنائية النيوترونية هي أسلاف (على الأقل بعض) انفجارات أشعة جاما القصيرة والكيلونوفا.

يفعل ليس اطبع هذه الورقة ، تمتد قائمة المؤلفين عبر 23 صفحة.

1. ورقة انفجار أشعة غاما GW170817

لقب: موجات الجاذبية وأشعة جاما من اندماج ثنائي نجمي نيوتروني: GW170817 و GRB 170817A
arXiv:
1710.05834 [أسترو- ph.HE]
مجلة:
رسائل مجلة الفيزياء الفلكية 848(2): L13 (27) 2017
ملخص علم LIGO:
موجات الجاذبية وأشعة جاما من اندماج ثنائي نجمي نيوتروني: GW170817 و GRB 170817A

نجمع هنا ملاحظات LIGO-Virgo لـ GW170817 وملاحظات Fermi و INTEGRAL لـ GRB 170817A. من المصادفة المكانية والزمانية لموجات الجاذبية وأشعة جاما ، نثبت أن الاثنين مرتبطان ببعضهما البعض. هناك تأخير زمني 1.7 ثانية بين وقت الاندماج المقدر من موجات الجاذبية ووصول أشعة جاما. من هذا ، نقوم ببعض الاستدلالات حول بنية الطائرة التي هي مصدر أشعة جاما. يمكننا أيضًا استخدام هذا لتقييد الانحرافات عن النسبية العامة ، وهو أمر رائع. أخيرًا ، نقدر أن هناك 0.3-1.7 اكتشافًا مشتركًا لأشعة جاما وموجات الجاذبية كل عام بمجرد أن تصل كاشفات موجات الجاذبية إلى حساسية التصميم!

2. ورق GW170817 هابل الثابت

لقب: قياس صفارة الإنذار القياسي لموجة الجاذبية لثابت هابل [ملاحظة إضافية]
arXiv:
1710.05835 [astro-ph.CO]
مجلة:
طبيعة 551 (7678): 85-88 2017 [ملاحظة إضافية]
ملخص علم LIGO:
قياس تمدد الكون بموجات الجاذبية

يحدد ثابت هابل المعدل الحالي لتمدد الكون. إذا كنت تعرف مدى بُعد كائن ما ، ومدى سرعة تحركه بعيدًا (بسبب توسع الكون ، وليس لأنه & # 8217s على حافلة أو شيء ما ، هذا أمر مهم) ، يمكنك تقدير ثابت هابل. تعطينا موجات الجاذبية تقديرًا للمسافة إلى مصدر GW170817. تسمح لنا ملاحظات العبور البصري AT 2017gfo بتحديد المجرة NGC 4993 كمضيف لمصدر GW170817 & # 8217s. نحن نعلم الانزياح الأحمر للمجرة (مما يشير إلى مدى سرعة حركتها). لذلك ، عند جمع الاثنين معًا ، يمكننا استنتاج ثابت هابل بطريقة جديدة تمامًا.

3. ورق GW170817 Kilonova

لقب: تقدير مساهمة القذف الديناميكي في كيلونوفا المرتبط بـ GW170817
arXiv:
1710.05836 [أسترو- ph.HE]
مجلة:
رسائل مجلة الفيزياء الفلكية 850(2): L39 (13) 2017
ملخص علم LIGO:
توقع آثار اصطدام النجم النيوتروني الذي أنتج GW170817

أثناء اندماج نجمين نيوترونيين ، يتم طرد الكثير من المواد الغنية بالنيوترونات. هذا يخضع لاضمحلال إشعاعي سريع ، والذي يقوم بتشغيل كيلونوفا ، وهو ضوئي عابر. تعتمد الإشارة المرصودة على المادة المقذوفة. هنا ، نحاول استخدام قياسات موجات الجاذبية للتنبؤ بخصائص المقذوف قبل موجة أوراق الرصد.

4. ورقة GW170817 العشوائية

لقب: GW170817: الآثار المترتبة على خلفية موجة الجاذبية العشوائية من التحالفات الثنائية المدمجة
arXiv:
1710.05837 [gr-qc]
مجلة: رسائل المراجعة البدنية 120(9):091101(12) 2018
ملخص علم LIGO: سمفونية الخلفية لموجات الجاذبية من اندماج النجم النيوتروني والثقوب السوداء

يمكننا اكتشاف الإشارات إذا كانت عالية بما فيه الكفاية ، ولكن سيكون هناك العديد من الإشارات الأكثر هدوءًا التي لا يمكننا التقاطها من الضوضاء. تضاف هذه معًا لتشكل خلفية متداخلة من الإشارات ، وخلفية قرقرة في أجهزة الكشف لدينا. نحن نستخدم المعدل المستنتج لعمليات اندماج النجوم الثنائية النيوترونية لتقدير خلفيتها. هذا أصغر من الخلفية الناتجة عن عمليات اندماج الثقوب السوداء الثنائية (الثقوب السوداء أكثر ضخامة ، لذا فهي أعلى صوتًا جوهريًا) ، لكنها جميعًا تتراكم. ستظل بضع سنوات قبل أن نتمكن من اكتشاف إشارة الخلفية.

5. ورقة GW170817 السلف

لقب: على سلف الاندماج الثنائي للنجوم النيوترونية GW170817
arXiv:
1710.05838 [أسترو- ph.HE]
مجلة:
رسائل مجلة الفيزياء الفلكية 850(2): L40 (18) 2017
ملخص علم LIGO:
صنع GW170817: النجوم النيوترونية والمستعرات الأعظمية واللقطات الخادعة (أوصي بشكل خاص بقراءة هذا)

نحن نعلم أن GW170817 جاء من اندماج نجمين نيوترونيين ، ولكن من أين أتت هذه النجوم النيوترونية؟ هنا ، نقوم بدمج المعلمات المستخلصة من قياسات موجات الجاذبية لدينا ، والموقع المرصود لـ AT 2017gfo في NGC 4993 ونماذج للمجرة المضيفة ، لتقدير خصائص مثل الركلة الممنوحة للنجوم النيوترونية أثناء انفجار المستعر الأعظم والمدة التي استغرقها ثنائي للدمج.

6. ورقة النيوترينو GW170817

لقب: ابحث عن نيوترينوات عالية الطاقة من الاندماج الثنائي للنجوم النيوترونية GW170817 مع ANTARES و IceCube ومرصد Pierre Auger
arXiv:
1710.05839 [أسترو- ph.HE]
مجلة:
رسائل مجلة الفيزياء الفلكية 850(2): L35 (18) 2017

هذا هو البحث عن النيوترينوات من مصدر GW170817. ينبعث الكثير من النيوترينوات أثناء الاصطدام ، ولكنها ليست كافية ليتم اكتشافها على الأرض. في الواقع ، لم نعثر على أي نيوترينوات ، لكننا نجمع نتائج ثلاث تجارب لوضع حدود عليا.

7. ورقة GW170817 بعد الدمج

لقب: ابحث عن موجات الجاذبية بعد الاندماج من بقايا الاندماج الثنائي للنجم النيوتروني GW170817
arXiv:
1710.09320 [استرو- ph.HE]
مجلة:
رسائل مجلة الفيزياء الفلكية 851(1): L16 (13) 2017
ملخص علم LIGO:
البحث عن النجم النيوتروني أو الثقب الأسود الناتج عن GW170817

بعد اندماج النجمين النيوترونيين ، ماذا بقي؟ نجم نيوتروني أكبر أم ثقب أسود؟ من المحتمل أن نتمكن من اكتشاف موجات الجاذبية من نجم نيوتروني متذبذب ، حيث يتدحرج بعد الاصطدام. نحن لا # 8217t. يجب أن يكون الأمر أقرب كثيرًا حتى يكون هذا معقولاً. ومع ذلك ، توضح هذه الورقة كيفية البحث عن مثل هذه الإشارات ، تحتوي ورقة الخصائص GW170817 على نظرة أكثر تفصيلاً لأي إشارة محتملة بعد الاندماج.

8. ورقة خصائص GW170817

لقب: خصائص الاندماج الثنائي للنجوم النيوترونية GW170817
arXiv:
1805.11579 [gr-qc]

في ورقة اكتشاف GW170817 قدمنا ​​تقديرات أولية لخصائص مصدر GW170817 & # 8217s. كانت هذه أفضل ما يمكننا القيام به في الموعد النهائي الضيق للإعلان (لقد كان عملًا جيدًا في رأيي). الآن لدينا المزيد من الوقت يمكننا تقديم تحليل جديد ومحسن. يستخدم هذا البيانات المعاد معايرتها ومجموعة أوسع من نماذج الموجات. نحن أيضًا نضع معرفتنا عن موقع المصدر ، بفضل ملاحظة AT 2017gfo من قبل شركائنا الفلكيين ، للحصول على أفضل النتائج. إذا كنت تريد معرفة تفاصيل مصدر GW170817 & # 8217 ، فهذه هي الورقة المناسبة لك!

إذا كنت & # 8217re تبحث عن أحدث النتائج بخصوص GW170817 ، تحقق من O2 كتالوج الورق.

9. ورقة معادلة الحالة GW170817

لقب: GW170817: قياسات نصف قطر النجم النيوتروني ومعادلة الحالة
arXiv:
1805.11581 [gr-qc]

تتكون النجوم النيوترونية من أشياء غريبة: مادة ذات كثافة نووية لا يمكننا تكرارها هنا على الأرض. غالبًا ما يتم وصف مادة النجم النيوتروني من حيث معادلة الحالة ، وهي علاقة تشرح كيف تتغير المادة عند ضغوط أو كثافات مختلفة. تعني معادلة الحالة الأكثر صرامة أنه من الصعب سحق المادة ، ومن السهل سحق معادلة الحالة الأكثر ليونة. هذا يعني أنه بالنسبة لكتلة معينة ، فإن معادلة الحالة الأكثر صلابة ستتنبأ بنجم نيوتروني أكبر وأكثر رقة ، بينما تتنبأ معادلة الحالة الأكثر ليونة بنجم نيوتروني أكثر إحكاما وكثافة. في هذه الورقة ، نفترض أن مصدر GW170817 & # 8217s هو نظام نجمي نيوتروني ثنائي ، حيث يكون لكلا النجمين النيوترونيين نفس معادلة الحالة ، ونرى ما يمكننا استنتاجه عن الأشياء النجمية النيوترونية ™.

ورقة اكتشاف GW170817

ملخص: ورقة اكتشاف GW170817
اقرأ هذا إذا: أنت تريد كل تفاصيل أول ملاحظة لموجة الجاذبية الخاصة بنا لالتئام نجمي نيوتروني ثنائي
الجزء المفضل: انظر كيف نقيس كتلة الزقزقة جيدًا!

كان GW170817 اكتشافًا رائعًا لموجات الجاذبية. إنها أعلى إشارة لوحظت حتى الآن ، والمصدر الذي يحتوي على أقل مكونات الكتلة. لقد كتبت & # 8217 عن بعض النقاط البارزة في الاكتشاف في بلدي السابق GW170817 اكتشاف آخر.

النجوم النيوترونية الثنائية هي أحد الأهداف الرئيسية لـ LIGO و Virgo. جاء أول دليل رصدي لوجود موجات الجاذبية من ملاحظات النجوم النابضة الثنائية - وهو نظام نجمي نيوتروني ثنائي حيث (واحد على الأقل) أحد مكوناته هو نجم نابض. لذلك (على عكس الثقوب السوداء الثنائية) ، علمنا أن هذه المصادر كانت موجودة قبل تشغيل كواشفنا. ما كان أقل تأكيدًا هو عدد المرات التي يتم دمجها فيها. في أول تشغيل لرصد الكاشف المتقدم (O1) ، لم نعثر على أي & # 8217t ، مما يسمح لنا بتقدير حد أعلى لمعدل الاندماج. الآن ، نحن نعرف الكثير عن دمج النجوم الثنائية النيوترونية.

GW170817 ، كإشارة عالية وطويلة ، يعد اكتشافًا مهمًا للغاية. يمكنك رؤيته في البيانات بالعين. لذلك ، كان يجب أن يكون اكتشافًا سهلاً. كما هو الحال غالبًا مع التجارب الحقيقية ، لم يكن الأمر بهذه البساطة. توقف نقل البيانات من برج العذراء طوال الليل ، وكان هناك خلل (ميزة ضوضاء غير ثابتة وغير غاوسية) في كاشف ليفينجستون ، مما يعني أن هذه البيانات لم يتم تحليلها تلقائيًا. ومع ذلك ، حددت GstLAL شيئًا مثيرًا للاهتمام في بيانات هانفورد ، وكان هناك موجة جنونية للحصول على البيانات الأخرى في مكانها حتى نتمكن من تحليل الإشارة في جميع أجهزة الكشف الثلاثة. أتذكر أنني كنت متشككًا في هذه الدقائق القليلة الأولى حتى رأيت مؤامرة بيانات ليفينجستون التي أذهلتني: الزقزقة كانت مرئية بوضوح على الرغم من الخلل!

مخططات الوقت والتردد لـ GW170104 كما تم قياسها بواسطة Hanford و Livingston و Virgo. تمت إزالة هذا الخلل في بيانات ليفينستون. تكون الإشارة مرئية بوضوح في كاشفين LIGO حيث إن الزقزقة الكاسحة لأعلى غير مرئية في برج العذراء بسبب حساسيتها المنخفضة وموقع المصدر & # 8217 في السماء. الشكل 1 من ورقة اكتشاف GW170817.

باستخدام البيانات من كل من كاشفات LIGO الخاصة بنا (كما تمت مناقشته في GW170814 ، فإن خوارزمياتنا غير المتصلة التي تبحث عن ثنائيات الاندماج تستخدم فقط هذين الكاشفين أثناء O2) ، GW170817 هو كشف مطلي بالذهب تمامًا. يقدّر GstLAL معدل الإنذار الخاطئ (المعدل الذي تتوقع عنده ظهور شيء يشبه هذه الإشارة على الأقل في الكاشفات بسبب تقلب ضوضاء عشوائي) أقل من واحد في 1100000 سنة ، بينما يقدر PyCBC معدل الإنذار الخاطئ إلى أن يكون أقل من واحد في 80.000 سنة.

استخدم تقدير المعلمة (استنتاج خصائص المصدر) البيانات من جميع أجهزة الكشف الثلاثة. نقدم تحليلًا أوليًا (شاملًا بشكل ملحوظ بالنظر إلى الوقت المتاح) في هذه الورقة (ترد نتائج أكثر تفصيلاً في ورقة الخصائص GW170817 ، وأحدث النتائج موجودة في ورقة كتالوج O2). يصعب تحليل هذه الإشارة بسبب الخلل ولأن النجوم النيوترونية الثنائية مصنوعة من مادة ™ ، والتي يمكن أن تترك بصمة على شكل الموجة. سننظر في آثار هذه المضاعفات بمزيد من التفصيل في المستقبل. نتائجنا الأولية

  • يتم ترجمة المصدر إلى منطقة تبلغ مساحتها حوالي (عادةً ما نقتبس النتائج بمستوى موثوق به بنسبة 90٪). هذا هو أقرب مصدر لموجة الجاذبية حتى الآن.
  • يتم قياس كتلة الزقزقة لتكون أقل بكثير من تلك الخاصة باكتشافات الثقب الأسود الثنائي.
  • الدورات غير مقيدة بشكل جيد ، وعدم اليقين من هذا يعني أننا لا نحصل على قياسات دقيقة لكتل ​​المكونات الفردية. نقتبس النتائج بخيارين سابقين للدوران: الحد المدفوع بالفيزياء الفلكية البالغ 0.05 ، والحد الأعلى الأكثر حيادية والمحافظة عند 0.89. & # 8217ll ألتزم باستخدام النتائج السابقة ذات الدوران المنخفض تكون افتراضية.
  • باستخدام الدوران المنخفض السابق ، تكون كتل المكونات - و -. لدينا العرف ، ولهذا السبب تبدو الجماهير غير متكافئة هناك & # 8217s الكثير من الدعم لهم على قدم المساواة. تتوافق هذه الكتل مع ما تتوقعه & # 8217d من النجوم النيوترونية.

كما ذكرنا سابقًا ، تتكون النجوم النيوترونية من مادة ™ ، وخصائصها تترك بصمة على شكل الموجة. إذا كانت النجوم النيوترونية كبيرة ورقيقة ، فسوف يتم تشويهها تدريجيًا. ارتفاع المد والجزر يمتص الطاقة والزخم الزاوي من المدار ، مما يجعل الإلهام أسرع. إذا كانت النجوم النيوترونية صغيرة وكثيفة ، فإن المد والجزر تكون أصغر ويبدو الملهم مثل ذلك بالنسبة للثقوب السوداء. بالنسبة لهذا التحليل الأولي ، استخدمنا أشكال الموجات التي تتضمن بعض تأثيرات المد والجزر ، لذلك نحصل على بعض المعلومات الأولية عن المد والجزر. لا يمكننا استبعاد تشوه المد والجزر الصفري ، مما يعني أنه لا يمكننا استبعاد من موجات الجاذبية وحدها أن المصدر يحتوي على ثقب أسود واحد على الأقل (على الرغم من أن هذا سيكون مفاجئًا ، بالنظر إلى الكتل). ومع ذلك ، يمكننا وضع حد أعلى ضعيف على تشوه المد والجزر غير المشترك ذي الأبعاد. هذا & # 8217t مفيد للغاية ، من حيث معرفة ما تتكون منه النجوم النيوترونية ، لكننا & # 8217 سنعود إلى هذا في ورقة الخصائص GW170817 وورقة معادلة الحالة GW170817.

بالنظر إلى كتل المصدر ، وجميع الملاحظات الكهرومغناطيسية ، نحن على يقين من أن هذا هو نظام نجمي نيوتروني ثنائي - لا يوجد شيء يشير إلى خلاف ذلك.

بعد ملاحظة اندماج نجم نيوتروني ثنائي واحد (وواحد) في O1 و O2 ، يمكننا الآن وضع قيود أفضل على معدل الاندماج. كتقدير أولي ، نفترض أن كتل المكونات موزعة بشكل موحد بين و ، وأن الدورات أقل من 0.4 (بين الحدود المستخدمة لتقدير المعلمات).بالنظر إلى هذا ، نستنتج أن معدل الاندماج ، بأمان ضمن الحد الأعلى السابق [citation note].

هناك & # 8217s الكثير يمكننا أن نتعلمه من GW170817 ، خاصة أننا لا & # 8217t فقط لها موجات جاذبية كمصدر للمعلومات ، وهذا موضح في الأوراق المصاحبة.

الورق متعدد الرسائل

ملخص: ورق متعدد الأغراض
اقرأ هذا إذا: دون & # 8217t. استخدمه أيضًا ابحث عن الأوراق الأخرى التي يجب قراءتها.
الجزء المفضل: الأرقام! لقد كان جهدًا رصديًا مذهلاً حقًا لمتابعة GW170817

الشيء الرائع في هذه الورقة هو أنها موجودة. كان تجميع مثل هذه المجموعة المتنوعة (والتنافسية) بمثابة جهد كبير. كان ألبرتو فيكيو أحد المحررين ، وفي كل مساء عند مغادرته المكتب ، كان مقتنعًا أن الصحيفة كانت ستنهار بحلول الصباح. ومع ذلك ، فقد تم تعليقها معًا — كانت القصة مقنعة للغاية. تشرح هذه الورقة كيف أن موجات الجاذبية ، وانفجارات أشعة غاما القصيرة ، والكيلونوفا كلها تأتي من مصدر واحد [citation note]. هذا هو أكبر جهد تعاوني في تاريخ علم الفلك.

تحدد الورقة الاكتشافات وكل مجموعة الملاحظات الأولية. إذا كنت تريد أن تفهم الملاحظات نفسها ، فهذه ليست الورقة التي يجب قراءتها. ومع ذلك ، باستخدامه ، يمكنك تعقب الأوراق التي تريدها. تم بذل قدر كبير من العناية لمحاولة وصف كيفية حدوث الاكتشافات: على سبيل المثال ، لاحظ فيرمي GRB 170817A بشكل مستقل عن تنبيه موجة الجاذبية ، ووجدنا GW170817 دون الاعتماد على تنبيه GRB ، ومع ذلك ، فإن الاتصال بين الفرق يعني ذلك أخذنا كل شيء على محمل الجد ودفعنا التنبيهات في أسرع وقت ممكن. لمزيد من المعلومات حول تاريخ الملاحظات ، أقترح & # 8217d التمرير عبر ملف أرشيف GCN.

تبدأ الورقة بإلقاء نظرة عامة على ملاحظات الموجة الثقالية من إنسبيرال ، ثم الاكتشاف الفوري لـ GRB 170817A ، قبل وصف كيف مكّن توطين الموجة الثقالية من اكتشاف العبور البصري AT 2017gfo. كان هذا المصدر ، في المجرة المجاورة NGC 4993 ، موضوع متابعة عبر الطيف الكهرومغناطيسي. لدينا كمية هائلة من القياس الضوئي والتحليل الطيفي للمصدر ، مما يدل على اتفاق عام مع نماذج كيلونوفا. لوحظت الأشعة السينية والراديو بعد 9 أيام و 16 يومًا من الاندماج ، على التوالي [citation note]. لم يتم العثور على نيوترينوات ، وهو أمر غير مفاجئ.

ورقة GW170817 انفجار أشعة جاما

ملخص: GW170817 ورق انفجار أشعة جاما
اقرأ هذا إذا: أنت & # 8217 مهتمًا بالطائرات التي تنطلق منها رشقات أشعة جاما القصيرة أو في اختبارات النسبية العامة
الجزء المفضل: مقدار العلم الذي يأتي من قياس بسيط لتأخير الوقت

تجمع هذه الورقة المشتركة LIGO-Virgo-Fermi-INTEGRAL بين ملاحظاتنا لـ GW170817 و GRB 170817A. كانت النتيجة واحدة من أكثر الأوراق المصاحبة محتوىً.

الكشف عن GW170817 و GRB 170817A. تُظهر اللوحات الثلاثة العلوية المنحنيات الضوئية لأشعة غاما (أولاً: أجهزة كشف GBM 1 و 2 و 5 لمدة 10-50 كيلوفولت ثانية: بيانات GBM لـ 50-300 كيلوفولت ثالثًا: تبدأ بيانات SPI-ACS تقريبًا عند 100 كيلوفولت ومع حد طاقة عالي لا يقل عن 80 ميغا إلكترون فولت) ، يشير الخط الأحمر إلى الخلفية. يُظهر الجزء السفلي تمثيلًا زمنيًا للتردد لبيانات موجات الجاذبية المجمعة بشكل متماسك من LIGO-Hanford و LIGO-Livingston. شكل 2 من ورق GW170817 انفجار أشعة غاما.

العنصر الأول في قائمة المهام الخاصة بعلوم أشعة جاما وموجة الجاذبية المشتركة ، هو إثبات أننا نبحث حقًا عن نفس المصدر.

من GW170817 Discovery Paper ، نعلم أن مصدره يتوافق مع كونه نظام نجمي نيوتروني ثنائي. ومن ثم ، هناك مادة يمكن أن تطلق حولها أشعة جاما. تشير ملاحظات Fermi-GBM و INTEGRAL لـ GRB170817A إلى أنها تقع في الفئة القصيرة ، كما هو مفترض كنتيجة لالتئام نجمي نيوتروني ثنائي. لذلك ، يبدو أنه يمكننا الحصول على المكونات الصحيحة.

الآن ، نظرًا لأنه من الممكن أن يكون لموجات الجاذبية وأشعة جاما نفس المصدر ، يمكننا حساب احتمال حدوث الاثنين بالصدفة. احتمالية المصادفة الزمنية هي إضافة المصادفة المكانية أيضًا ، ويصبح الاحتمال. من الآمن أن نستنتج أن الاثنين مرتبطان: دمج النجوم النيوترونية الثنائية نكون مصدر بعض رشقات أشعة جاما القصيرة على الأقل!

اختبار الجاذبية

هناك وقت تأخير بين وقت الاندماج المستنتج وانفجار أشعة جاما. بالنظر إلى أن هذه الإشارة قد سافرت لحوالي 85 مليون سنة (مع الأخذ في الاعتبار الحد الأدنى البالغ 5٪ للمسافة المستنتجة) ، فإن هذا فرق صغير حقًا: يجب أن تنتقل الجاذبية والضوء بنفس السرعة تقريبًا. لاشتقاق الحد الدقيق ، تحتاج إلى وضع بعض الافتراضات حول وقت إنشاء أشعة جاما. نتوقع بعض التأخير حيث يستغرق إنشاء الطائرة بعض الوقت ، ومن ثم لأشعة جاما لتخرج من المواد المحيطة. نحن بشكل متحفظ (وتعسفي) نأخذ فترة تأخير تتراوح من 0 إلى 10 ثوانٍ ، وهذا يعطي

تتنبأ النسبية العامة بأن الجاذبية والضوء يجب أن يسافرا بنفس السرعة ، لذلك لم أكن متفاجئًا جدًا بهذه النتيجة. ومع ذلك ، فقد فوجئت بأن هذه النتيجة تسببت على ما يبدو في موجة من النشاط لاستبعاد العديد من نظريات الجاذبية المعدلة بشكل فعال. أعتقد أن هناك & # 8217s ليس هناك فائدة كبيرة في شرح ما هي عليه الآن ، لكنها في الغالب نظريات تضيف مجالات إضافية ، والتي تسمح لك بتعديل كيفية عمل الجاذبية حتى تتمكن من شرح بعض التأثيرات المنسوبة إلى الطاقة المظلمة أو المادة المظلمة. أوصي بـ & # 8217d الشكل 2 من Ezquiaga & amp Zumalacárregui (2017) للحصول على ملخص للنظريات التي اجتازت الاختبار والتي هي في مأزق ، يعطي Kase & amp Tsujikawa (2018) مراجعة جيدة.

جدول يوضح نظريات التنسور العددية القابلة للتطبيق (على اليسار) وغير القابلة للتطبيق (على اليمين) بعد اكتشاف GW170817 / GRB 170817A. يتم تجميع النظريات على أنها نظريات هورندسكي و (الأكثر عمومية) ما وراء نظريات هورنديسكي. النسبية العامة هي نظرية موتر ، لذلك تضيف هذه النماذج عنصرًا قياسيًا إضافيًا. الشكل 2 من Ezquiaga & amp Zumalacárregui (2017).

لا نناقش التداعيات النظرية للسرعة النسبية للجاذبية والضوء في هذه الورقة ، لكننا نستخدم التأخير الزمني لوضع حدود خاصة للانحرافات المحتملة عن النسبية العامة.

  1. نحن ننظر إلى نوع معين من انتهاك ثبات لورنتز. هذا مشابه لما فعلناه مع GW170104 ، حيث نظرنا إلى تشتت موجات الجاذبية ، ولكن هنا يتعلق الأمر بالحالة التي لم نتمكن من اختبارها & # 8217t.
  2. ننظر إلى تأخير شابيرو ، وهو الفارق الزمني الذي يسافر في الزمكان المنحني بالنسبة إلى الزمكان المسطح. إن تأثر الضوء والجاذبية بنفس الطريقة هو اختبار لمبدأ التكافؤ الضعيف - أن كل شيء يسقط بنفس الطريقة. يمكن قياس تأثيرات الانحناء باستخدام المعلمة التي تصف مقدار الانحناء لكل وحدة كتلة. في النسبية العامة. بالنظر إلى إمكانات الجاذبية لمجرة درب التبانة ، نجد ذلك [citation note].

كما تتوقع & # 8217d نظرًا لتأخير الوقت الصغير ، فإن هذه الحدود ضيقة جدًا! إذا كنت & # 8217re تعمل على نظرية الجاذبية المعدلة ، فلديك بعض الفحوصات الإضافية للقيام بها الآن.

انفجارات أشعة جاما ونفاثات

من خلال ملاحظاتنا لموجات الجاذبية وأشعة جاما ، يمكننا أيضًا إجراء بعض الاستنتاجات حول المحرك الذي تسبب في الانفجار. التعقيد هنا ، هو أننا لسنا متأكدين تمامًا مما يولد أشعة جاما ، وبالتالي تعتمد الاستنتاجات على النموذج. يستخدم القسم 5 من الورقة التأخير الزمني بين الاندماج والرشقة ، جنبًا إلى جنب مع سرعة ارتفاع وتلاشي الرشقة ، لوضع قيود على حجم منطقة الانبعاث في نماذج مختلفة. تمر الأوراق بالاشتقاق خطوة بخطوة ، لذلك لن ألخص ذلك هنا: إذا كنت مهتمًا ، فتحقق من ذلك.

طاقات الخواص (يسار) والسطوع (يمين) لجميع رشقات أشعة جاما مع مسافات محسوبة. تفترض هذه الكميات المتناحرة انبعاثًا متساويًا في جميع الاتجاهات ، مما يعطي حدًا أعلى للقيمة الحقيقية إذا كنا نراقب على المحور. يتم فصل رشقات أشعة جاما القصيرة والطويلة حسب المدة القياسية. يُظهر الخط الأخضر حد الكشف التقريبي لـ Fermi-GBM. الشكل 4 من GW170817 ورقة انفجار أشعة جاما ربما تكون قد لاحظت أن الإصدار الأول من هذه الورقة يحتوي على نسختين من مخطط الطاقة عن طريق الخطأ.

كان GRB 170817A قاتماً بشكل غير عادي [citation note]. المخطط أعلاه يقارنه مع رشقات أشعة جاما الأخرى. إنه بالتأكيد في الذيل. نظرًا لأنه يبدو باهتًا للغاية ، فإننا نعتقد أننا لا ننظر إلى انفجار أشعة غاما القياسي. التفسير الأكثر وضوحا هو أننا لا ننظر مباشرة إلى أسفل الطائرة: لا نتوقع رؤية العديد من الانفجارات خارج المحور ، لأنها أكثر قتامة. نتوقع أن ينشأ انفجار أشعة غاما من نفاثة مادة تُطلق على طول اتجاه الزخم الزاوي الكلي. من موجات الجاذبية وحدها ، يمكننا تقدير أن زاوية المحاذاة غير المحاذية بين محور الزخم الزاوي المداري وخط الرؤية هي (إضافة في تحديد هوية المجرة المضيفة ، يصبح هذا باستخدام قيمة بلانك لثابت هابل ومع قيمة SH0ES ) ، لذلك يتوافق هذا مع عرض الاندفاع خارج المحور (ترد الأرقام المحدثة في ورقة الخصائص GW170817). هناك نماذج متعددة لانبعاثات أشعة جاما ، كما هو موضح أدناه. يمكن أن يكون لدينا طائرة نفاثة موحدة (أبسط نموذج) نراها من الجانب قليلاً إلى الجانب ، ويمكن أن يكون لدينا طائرة نفاثة منظمة ، والتي تتركز على المحور ولكننا نرى من خارج المحور ، أو يمكن أن يكون لدينا شرنقة من المواد دفعت بعيدًا عن طريق الطائرة الرئيسية ، والتي نشاهد الانبعاث منها. ستخبرنا الملاحظات الكهرومغناطيسية الأخرى المزيد عن ميل وهيكل التدفق [citation note].

رسم كاريكاتوري يُظهر ثلاث أشكال هندسية محتملة للمشاهدة وملامح نفاثة يمكن أن تشرح الخصائص المرصودة لـ GRB 170817A. شكل 5 من ورق GW170817 انفجار أشعة غاما.

الآن بعد أن علمنا أن انفجارات أشعة جاما يمكن أن تكون باهتة إلى هذا الحد ، إذا لاحظنا رشقات نارية خافتة (بمسافات غير معروفة) ، فعلينا أن نفكر في احتمال أنها تكون معتمة وقريبة بالإضافة إلى السطوع المعتاد والبعد البعيد .

تُختتم الورقة من خلال النظر في عدد الاكتشافات المشتركة لموجات الجاذبية وأشعة غاما في تحالفات النجوم النيوترونية الثنائية التي يجب أن نتوقعها في المستقبل. في جولة المراقبة التالية ، يمكننا أن نتوقع 0.1-1.4 اكتشاف مشترك سنويًا ، وعندما يصل LIGO و Virgo إلى حساسية التصميم ، قد يكون هذا 0.3-1.7 اكتشافًا سنويًا.

ورقة GW170817 هابل الثابتة

ملخص: GW170817 ورق هابل الثابت
اقرأ هذا إذا: لديك اهتمام بعلم الكونيات
الجزء المفضل: في المستقبل ، قد نتمكن من تسوية الجدل بين الخلفية الكونية الميكروية وقياسات المستعر الأعظم

الكون يتوسع. في الكون القريب ، يمكن وصف ذلك باستخدام علاقة هابل

أين سرعة التمدد ، هل ثابت هابل والمسافة إلى المصدر. يعتبر GW170817 قريبًا بدرجة كافية حتى يتم الاحتفاظ بهذه العلاقة. نحن نعرف المسافة من قياس موجة الجاذبية ، ويمكننا تقدير السرعة من الانزياح الأحمر للمجرة المضيفة. لذلك ، يجب أن يكون من السهل الجمع بين الاثنين لإيجاد ثابت هابل. بالطبع ، هناك بعض التعقيدات ...

تم بناء هذا العمل على تحديد النظير البصري AT 2017gfo. هذا يسمح لنا بتحديد المجرة NGC 4993 كمضيف لمصدر GW170817 & # 8217s: نحسب أن هناك & # 8217s احتمال أن يكون AT 2017gfo قريبًا من NGC 4993 في السماء بالصدفة. بدون نظير ، لا يزال من الممكن استنتاج ثابت هابل إحصائيًا من خلال الإحالة المرجعية إلى موقع مصدر موجة الجاذبية المستنتج مع مجموعة المجرات المتوافقة في الكتالوج (يمكنك تعيين احتمال أن يكون المصدر مرتبطًا بكل مجرة ​​، بدلاً من ذلك من قول ذلك & # 8217s بالتأكيد في هذا). إن التعرف على NGC 4993 يجعل الأمور أكثر بساطة.

كمكوِّن أول ، نحتاج إلى المسافة من موجات الجاذبية. لهذا ، تم إجراء تحليل مختلف قليلاً عن ورقة اكتشاف GW170817. نقوم بإصلاح موقع المصدر في السماء ليطابق موقع AT 2017gfo ، ونستخدم أشكال موجية (الثقب الأسود الثنائي) التي لا تتضمن أي تأثيرات مدية. يجب أن يكون موقع السماء ثابتًا ، لأننا نفترض في هذا التحليل أننا نعرف بالتأكيد مكان المصدر. لم يتم تضمين تأثيرات المد والجزر (ولكن تم تضمين الدورات المسبقة) لأننا احتجنا إلى النتائج بسرعة: لا ينبغي أن تحدث تفاصيل الدورات والمد والجزر فرقًا كبيرًا في المسافة. من هذا التحليل ، نجد أن المسافة هي إذا اتبعنا تقليدنا المعتاد في اقتباس الوسيط عند فاصل زمني متماثل 90٪ موثوق به ، ومع ذلك ، فإن هذه الورقة تقتبس في المقام الأول القيمة الأكثر احتمالية والحد الأدنى (ليس بالضرورة متماثل) 68.3٪ الفاصل الزمني الموثوق به ، بعد هذا الاتفاقية ، نكتب المسافة كـ.

في حين أن NGC 4993 قريبة تجعل العلاقة لحساب ثابت هابل بسيطة ، فإنها تضيف تعقيدًا لحساب السرعة. لا ترجع حركة المجرة إلى تمدد الكون فحسب ، بل أيضًا بسبب كيفية تحركه ضمن إمكانات الجاذبية للمجموعات والعناقيد المجاورة. يشار إلى هذا على أنه حركة غريبة. تؤدي إضافة هذا إلى زيادة عدم اليقين بشأن السرعة. بدمج النتائج من الأدبيات ، فإن تقديرنا النهائي للسرعة هو.

قمنا بتجميع السرعة والمسافة معًا في تحليل بايزي. هذا أكثر تعقيدًا من مجرد قسمة الأرقام (على الرغم من أن ذلك يمنحك نتيجة مماثلة). يجب أن تكون حذرًا بشأن تدوين الأشياء ، وإلا فقد تفترض ضمنيًا أن هناك مسبقًا لم تكن تنوي & # 8217t (مساهمتي الأكثر فائدة في هذه الورقة هي على الأرجح محادثة على السبورة البيضاء مع Will Farr حيث تعقبنا اختلافًا في الافتراضات السابقة التي تقترب المشكلة بطريقتين مختلفتين). تم شرح كل هذا في الطرق ، إنه ليس من السهل قراءته ، ولكنه يكون منطقيًا عند العمل. والنتيجة هي (مقتبسة كقيمة لاحقة كحد أقصى وفاصل زمني 68٪ ، أو في اصطلاح الفاصل المتوسط ​​و 90٪ المعتاد). تم تقديم مجموعة محدثة من النتائج في ورقة الخصائص GW170817: (فاصل زمني 68٪ باستخدام الدوران المنخفض السابق). هذا يتوافق بشكل جيد (ودبلوماسي) مع النتائج الحالية.

المسافة لديها قدر كبير من عدم اليقين بسبب وجود انحطاط بين المسافة والميل المداري (زاوية المستوى الطبيعي بالنسبة للمستوى المداري بالنسبة لخط البصر). إذا تمكنت من معرفة الميل من ملاحظة أخرى ، فيمكنك تشديد القيود على ثابت هابل ، أو إذا كنت & # 8217re على استعداد لتبني إحدى القيم الحالية لثابت هابل ، فيمكنك تحديد الميل. تتوفر بيانات (بيانات محدثة) لمساعدتك على تجربة ذلك بنفسك [citation note].

التوزيع الاحتمالي الخلفي ثنائي الأبعاد لثابت هابل والميل المداري المستنتج من GW170817. تحدد الخطوط مستويات 68٪ و 95٪. العصابات الملونة هي قياسات من الخلفية الكونية الميكروية (بلانك) والمستعرات الأعظمية (SH0ES). الشكل 2 من ورقة GW170817 هابل الثابتة.

في المستقبل سنتمكن & # 8217 من الجمع بين أحداث متعددة لإنتاج تقدير أكثر دقة لموجة الجاذبية لثابت هابل. Chen و Fishbach & amp Holz (2017) هي دراسة حديثة لكيفية تحسين القياسات مع المزيد من الأحداث: يجب أن نحصل على دقة 4٪ بعد حوالي 100 اكتشاف.

ورق GW170817 Kilonova

ملخص: GW170817 ورق كيلونوفا
اقرأ هذا إذا: تريد التحقق من توقعاتنا للقذف مقابل الملاحظات
الجزء المفضل: قد نكون قادرين على إنشاء جميع عناصر عملية r الثقيلة - بما في ذلك الذهب المستخدم في صنع جوائز نوبل - من اندماج النجوم النيوترونية

عندما يصطدم نجمان نيوترونيان ، يتم طرد الكثير من المواد إلى الخارج. تخضع هذه المادة الغنية بالنيوترونات للاضمحلال النووي - لم تعد تتعرض الآن للضغط بفعل الجاذبية القوية داخل النجم النيوتروني ، وهي غير مستقرة ، وتتحلل من مادة النجم النيوتروني الغريبة ™ لتصبح عناصر مألوفة (عناصر أثقل من الحديد بما في ذلك الذهب والبلاتين ). عندما يتم إنشاء عناصر عملية r هذه ، فإن التفاعلات النووية تمد كيلونوفا بالطاقة ، وهي الأشعة الضوئية (الأشعة تحت الحمراء - فوق البنفسجية) المصاحبة للاندماج. تعتمد خصائص كيلونوفا على كمية المواد التي يتم إخراجها.

في هذه الورقة ، نحاول تقدير كمية المواد المكونة للقذف الديناميكي من تصادم GW170817. المقذوفات الديناميكية هي مادة تتسرب مع اصطدام النجمين النيوترونيين ببعضهما (إما من ذيول المد والجزر أو المواد التي تم ضغطها من صدمة الاصطدام). هناك مصادر أخرى للمواد المقذوفة ، مثل الرياح من قرص التراكم الذي يتشكل حول البقايا (سواء كان ثقبًا أسودًا أو نجمًا نيوترونيًا) التالية التصادم ، لذلك هذا ليس سوى جزء من الصورة ، ومع ذلك ، يمكننا تقدير كتلة المقذوف الديناميكي من قياسات موجات الجاذبية باستخدام محاكاة اندماج النجوم النيوترونية. يمكن بعد ذلك مقارنة هذه التقديرات مع الملاحظات الكهرومغناطيسية للكيلونوفا [citation note].

يعتمد مقدار القذف الديناميكي على كتل النجوم النيوترونية ، ومدى سرعة دورانها ، وخصائص مادة النجم النيوتروني (الموصوفة في معادلة الحالة). هنا ، نستخدم الكتل المستنتج من قياسات موجات الجاذبية لدينا ونقوم بإدخالها في الصيغ الملائمة التي تمت معايرتها مقابل عمليات المحاكاة الخاصة بمعادلات الحالة المختلفة. لا تتضمن هذه العناصر الدوران ، ولديها شكوك كبيرة جدًا (نقوم بتضمين 72٪ عدم يقين نسبي عند إنتاج نتائجنا) ، لذا فهذه ليست تقديرات دقيقة. فيزياء النجوم النيوترونية فوضوية بعض الشيء.

نجد أن المقذوف الديناميكي هو - (بافتراض نتائج كتلة الدوران المنخفضة). يمكن إدخال هذه التقديرات في نماذج كيلونوفا لإنتاج منحنيات ضوئية ، وهو ما نقوم به. يوجد الكثير من هذا النوع من النمذجة في الأدبيات حيث يحاول المراقبون فهم ملاحظاتهم ، لذا فإن هذا ليس شيئًا مميزًا من حيث فهم هذا الحدث. ومع ذلك ، يمكن أن يكون مفيدًا في المستقبل (بمجرد أن يكون لدينا hoverboards) ، حيث قد نتمكن من استخدام بيانات موجات الجاذبية للتنبؤ بمدى سطوع كيلونوفا في أوقات مختلفة ، وبالتالي مساعدة علماء الفلك على اتخاذ قرار بشأن استراتيجية الرصد الخاصة بهم.

أخيرًا ، يمكننا النظر في مقدار عناصر عملية r التي يمكننا إنشاؤها من القذف الديناميكي. مرة أخرى ، لا نفكر في الرياح ، والتي قد تساهم أيضًا في الميزانية الإجمالية لعناصر عملية r من النجوم النيوترونية الثنائية. يحتاج تقديرنا لعناصر عملية r إلى عدة مكونات: (1) كتلة القذف الديناميكي ، (2) جزء القذف الديناميكي المحول إلى عناصر عملية r ، (3) معدل اندماج النجوم النيوترونية الثنائية ، و ( 4) الالتفاف في معدل تشكل النجوم والتأخير الزمني بين التكوين الثنائي والاندماج (الذي نعتبره).معًا (1) و (2) أعطوا كتلة عناصر العملية r لكل نجم نيوتروني ثنائي (بافتراض أن GW170817 نموذجي) (3) و (4) يعطي الكثافة الكلية لعمليات الاندماج عبر تاريخ الكون ، ويجمع كل شيء معًا تحصل على الكتلة الإجمالية لعناصر عملية r المتراكمة بمرور الوقت. باستخدام معدل الاندماج الثنائي للنجوم النيوترونية المقدرة ، يمكننا شرح وفرة المجرة لعناصر عملية r إذا تم تحويل أكثر من حوالي 10 ٪ من القذف الديناميكي.

كثافة معدل اندماج النجوم الثنائية النيوترونية في الوقت الحاضر مقابل كتلة القذف الديناميكي. تُظهر المنطقة الرمادية النطاق المستنتج بنسبة 90٪ للمعدل ، بينما يُظهر اللون الأزرق النطاق التقريبي لكتل ​​المقذوفات ، ويُظهر الشريط الأحمر النطاق حيث يمكن إعادة إنتاج وفرة عنصر المجرة إذا تم تحويل 50٪ على الأقل من الكتلة الديناميكية. جزء من الشكل 5 من ورق GW170817 Kilonova.

ورقة GW170817 العشوائية

ملخص: GW170817 ورق عشوائي
اقرأ هذا إذا: أنت & # 8217 لا تتحلى بالصبر لإيجاد خلفية لموجات الجاذبية
الجزء المفضل: سيمفونية الخلفية

لكل إشارة موجة جاذبية عالية ، هناك العديد من الإشارات الأكثر هدوءًا. يمكننا & # 8217t اختيار هذه من ضوضاء الكاشف بشكل فردي ، لكنها لا تزال موجودة ، في بياناتنا. يجمعون معًا لتشكيل خلفية عشوائية ، والتي قد نتمكن من اكتشافها من خلال ربط البيانات عبر شبكة الكاشف الخاصة بنا.

بعد اكتشاف GW150914 ، أخذنا في الاعتبار الخلفية بسبب الثقوب السوداء الثنائية. هذا صوت مرتفع جدًا ، وقد يكون قابلاً للاكتشاف في غضون بضع سنوات. هنا ، نضيف النجوم النيوترونية الثنائية. لا يؤدي هذا & # 8217t إلى تغيير الصورة كثيرًا ، ولكنه يعطي صورة أكثر دقة.

الثقوب السوداء الثنائية لها كتل أعلى من النجوم الثنائية النيوترونية. هذا يعني أن إشارات موجات الجاذبية الخاصة بهم أعلى صوتًا وأقصر (فهي تزقزق أسرع وتزقزق إلى تردد أقل). نظرًا لارتفاع صوت الثقوب السوداء الثنائية ، فإنها تهيمن على الخلفية العامة. نظرًا لكونها أقصر ، فإن لها طابعًا مختلفًا: تشكل الثقوب السوداء الثنائية خلفية فشار من الزقزقة القصيرة التي نادرًا ما تتداخل ، لكن النجوم النيوترونية الثنائية طويلة بما يكفي للتداخل ، وتشكل همهمة أكثر استمرارًا.

كثافة الطاقة بلا أبعاد عند تردد موجة جاذبية يبلغ 25 هرتز من الثقوب السوداء الثنائية ، ومن النجوم النيوترونية الثنائية فهي كذلك. يوجد في المتوسط ​​إشارات الثقب الأسود الثنائي في أجهزة الكشف في وقت معين ، وإشارات النجوم الثنائية النيوترونية.

سلسلة زمنية مقلدة توضح الفرق بين إشارات الثقب الأسود الثنائي (الأخضر) والنجم الثنائي (الأحمر). يزداد اتساع كل غرد حتى النقطة التي يندمج عندها الثنائي. إشارات الثقب الأسود الثنائي هي إشارات قصيرة وصاخبة ، بينما تشكل إشارات النجم الثنائي الأطول والأكثر هدوءًا خلفية متداخلة. الشكل 2 من GW170817 Stochastic Paper.

لحساب الخلفية ، نحتاج إلى معدل الاندماج. لدينا الآن تقدير للنجوم النيوترونية الثنائية ، ونأخذ أحدث تقدير من GW170104 Discovery Paper للثقوب السوداء الثنائية. نحن نستخدم المعدلات على افتراض توزيع كتلة قانون القوة لهذا ، لكن النتيجة ليست حساسة للغاية لهذا: نحن نهتم بعدد الإشارات في الكاشف ، والمعدلات مشتقة من هذا ، لذلك يتفقون عند العمل للخلف. نحن نطور كثافة معدل الاندماج عبر التاريخ الكوني من خلال حساب معدل تشكل النجوم وتأخير الوقت بين التكوين والاندماج. تم إجراء شيء مماثل في ورق GW170817 Kilonova ، حيث استخدمنا هنا معدل تكوين نجم مختلف قليلاً ، لكن النتائج هي نفسها بشكل أساسي مع أي منهما. تؤدي إضافة النجوم النيوترونية الثنائية إلى زيادة الخلفية العشوائية من الثنائيات المدمجة بحوالي 60٪.

الاكتشاف في مسار الملاحظة التالي ، بدرجة معتدلة ، أمر ممكن ، لكنني أعتقد أنه غير مرجح. سوف تمر بضع سنوات حتى يصبح الاكتشاف مقبولًا ، لكن إضافة النجوم النيوترونية الثنائية ستقرب هذا الأمر. عندما نكتشف الخلفية ، فسوف يعطينا نظرة ثاقبة أخرى على معدل دمج الثنائيات.

ورقة السلف GW170817

ملخص: ورق GW170817 السلف
اقرأ هذا إذا: تريد أن تعرف عن تشكل النجوم النيوترونية والمستعرات الأعظمية
الجزء المفضل: شخصيات Spirography

إن تحديد NGC 4993 كمجرة مضيفة لنظام النجوم النيوترونية الثنائية GW170817 & # 8217 يسمح لنا بعمل بعض الاستنتاجات حول كيفية تشكله. في هذه الورقة ، نحاكي عددًا كبيرًا من الثنائيات ، متتبعين المراحل اللاحقة من تطورها ، لنرى أي منها ينتهي بالشكل GW170817. من خلال القيام بذلك ، نتعلم شيئًا عن انفجار المستعر الأعظم الذي شكل ثاني نجمين نيوترونيين.

بدأت النجوم النيوترونية حياتها كزوج من النجوم العادية [ملاحظة إضافية]. تحترق هذه من خلال وقود الهيدروجين ، وبمجرد استنفاد هذا ، فإنها تنفجر على شكل مستعر أعظم. ينهار قلب النجم ليصبح نجمًا نيوترونيًا ، وتتفجر الطبقات الخارجية. النجم الأكثر ضخامة يتطور بشكل أسرع ، ويذهب إلى المستعر الأعظم أولاً. سوف نأخذ في الاعتبار تأثيرات المستعر الأعظم الثاني ، والركلة التي يطلقها على الثنائي: يتغير المدار بسبب التأثير الصاروخي للمادة التي تنفجر ، ولأن أحد المكونات يفقد الكتلة.

من خلال الجمع بين موجات الجاذبية والأرصاد الكهرومغناطيسية لـ GW170817 ، نعرف كتل النجم النيوتروني ، ونوع المجرة التي يوجد بها ، وموقع الثنائي داخل المجرة وقت الاندماج (نحن لا & # 8217t يعرف الموضع الدقيق ، مجرد عرضه كما يُرى من الأرض ، لكن هذا & # 8217s شيء).

المسارات المدارية لمحاكاة الثنائيات التي أدت إلى اندماج شبيه بـ GW170817. تظهر الخطوط الملونة الإسقاط ثنائي الأبعاد للمدارات في نموذج مجرتنا. تشير الخطوط البيضاء إلى المدار الدائري الأولي (المسقط) للثنائي قبل المستعر الأعظم ، بينما تشير الأسهم الحمراء إلى الاتجاه المتوقع لركلة المستعر الأعظم. يشير تظليل الخلفية إلى الكثافة النجمية. يمكن العثور على الشكل 4 من المعادلات المتحركة للورق السلفي GW170817 في ملخص العلوم.

بدأنا بمحاكاة الكثير من الثنائيات قبل انفجار المستعر الأعظم الثاني. تنتشر هذه على مسافات مختلفة من مركز المجرة ، ولها فواصل مدارية مختلفة ، ولها كتل مختلفة من نجم ما قبل المستعر الأعظم. ثم نضيف تأثيرات المستعر الأعظم ، ونضيف ركلة. ثم نصلح كتل النجوم النيوترونية لتتناسب مع تلك التي استنتجناها من قياسات موجات الجاذبية. إذا كانت ركلة المستعر الأعظم كبيرة جدًا ، فإن الثنائي يتباعد ولن يندمج أبدًا (بوو). إذا ظل الثنائي مقيدًا ، فإننا نتابع تطوره أثناء تحركه عبر المجرة. تمت محاكاة بنية المجرة كنموذج كروي بسيط ، ملف تعريف هيرنكويست للمكوِّن النجمي وملف تعريف Navarro-Frenk-White لهالة المادة المظلمة [citation note] ، وهي قياسية جدًا. يتقلص الثنائي مع انبعاث موجات الجاذبية ، وفي النهاية تندمج. إذا حدث الاندماج في موضع يطابق ملاحظاتنا (yay) ، فإننا نعلم أن الشروط الأولية يمكن أن تفسر GW170817.

خواص السلف المستنتجة: (ثانيًا) سرعة انطلاق المستعر الأعظم ، كتلة سلف ما قبل المستعر الأعظم ، الفصل الثنائي قبل المستعر الأعظم ، ونصف قطر المجرة في وقت المستعر الأعظم. يُظهر الصف العلوي كيف تختلف الخصائص باختلاف أوقات التأخير بين المستعر الأعظم والاندماج. يقارن الصف الأوسط جميع الثنائيات التي نجت من المستعر الأعظم الثاني مقارنةً بتلك التي تشبه GW170817. يُظهر الصف السفلي معلمات للثنائيات التي تشبه GW170817 مع إزاحات مجرية مختلفة عن النطاق إلى المستخدم في GW1708017. يفترض الصفوف الوسطى والسفلى وقت تأخير على الأقل. الشكل 5 من ورقة السلف GW170817 لمعرفة الارتباطات بين المعلمات ، راجع الشكل 8 من ورقة السلف GW170817.

توضح المؤامرة أعلاه القيود المفروضة على خصائص السلف & # 8217s. إن ركلة المستعر الأعظم الثانية المستنتجة تشبه ما لوحظ بالنسبة للنجوم النيوترونية في مجرة ​​درب التبانة ، فإن الكتلة النجمية لكل سوبر نوفا هي (نفترض أن النجم هو مجرد قلب هيليوم ، مع إزالة طبقات الهيدروجين الخارجية ، وبالتالي الرمز السفلي) كان الفصل المداري قبل المستعر الأعظم ، وكان الانزياح عن مركز المجرة في وقت المستعر الأعظم. تأتي أقوى القيود الرئيسية من الحفاظ على الارتباط الثنائي بعد أن تكون نتائج المستعر الأعظم مستقلة إلى حد كبير عن وقت التأخير بمجرد أن يصل هذا إلى أعلى [ملاحظة استشهاد].

نظرًا لأننا نجمع المزيد من الاكتشافات الثنائية للنجوم النيوترونية ، سنتمكن من استنتاج المزيد حول كيفية تشكلها. إذا كنت & # 8217re مهتمًا أكثر بكيفية بناء نظام نجمي نيوتروني ثنائي ، فإن مقدمة هذه الورقة مشار إليها جيدًا Tauris وآخرون. (2017) مراجعة مفصلة (قبل GW170817).

ورقة النيوترينو GW170817

ملخص: GW170817 ورق نيوترينو
اقرأ هذا إذا: تريد تغييرًا من علم فلك الموجات الثقالية - علم الفلك متعدد الوسائط الكهرومغناطيسي
الجزء المفضل: لا يزال هناك & # 8217s شيء نتطلع إليه مع الاكتشافات المستقبلية - GW170817 لم يسرق & # 8217t كل الأوائل. أيضا هذه الورقة ليس الاباتي وآخرون.

هذا بحث مشترك بواسطة ANTARES و IceCube ومرصد Pierre Auger عن النيوترينوات المتوافقة مع GW170817. إن معرفة كل من موقع ووقت اندماج النجمين النيوترونيين يجعل من السهل البحث عن النظراء. لم يتم الكشف عن أي نيوترينوات متطابقة.

مرشحات النيوترينو في وقت GW170817. الخريطة في الإحداثيات الاستوائية. يشار إلى توطين الموجات الثقالية بواسطة الكفاف الأحمر ، ويشار إلى المجرة NGC 4993 بالصليب الأسود. يشار إلى المناطق الصاعدة والهابطة لكل كاشف ، حيث تكون الكواشف أكثر حساسية للنيوترينوات الصاعدة ، حيث تخضع كاشفات Cherenkov لخلفية من الأشعة الكونية التي تضرب الغلاف الجوي. الشكل 1 من ورقة النيوترينو GW170817.

باستخدام عدم الاكتشاف ، يمكننا وضع حدود عليا لتدفق النيوترينو. تم تلخيص هذه في المؤامرات أدناه. قد تؤدي النماذج المتفائلة للانبعاث الفوري من انفجار أشعة غاما على المحور إلى تدفق قابل للاكتشاف ، ولكن تشير التوقعات النظرية إلى أنه من المتوقع عدم الاكتشاف. من الملاحظات الكهرومغناطيسية ، لا يبدو أننا على المحور ، لذا فإن القصة تتناسب مع بعضها البعض.

90٪ حدود ثقة عليا على الطيف الطيفي للنيوترينو لكل نكهة (الإلكترون والميون والتاو) كدالة للطاقة في النافذة (أعلى) حول وقت تشغيل GW170817 ، ونافذة تتبع GW170817 (أسفل). يعتبر IceCube أيضًا حساسًا لنيوترينوات MeV (لم يتم اكتشاف أي منها). الطلاقة هي مجموع النكهة للنيوترينو ومضادات النوترينو ، بافتراض طلاقة متساوية في جميع النكهات. تتم مقارنة هذه التوقعات النظرية من Kimura وآخرون. (2017) و Fang & amp Metzger (2017) ، تم تحجيمهما إلى مسافة 40 Mpc. تُظهر الزوايا التي تحمل علامات النماذج زوايا تزيد عن زاوية فتح الطائرة. الشكل 2 من ورقة النيوترينو GW170817.

قامت Super-Kamiokande ببحثها الخاص عن النيوترينوات ، من الشكل إلى الجوار (Abe وآخرون. 2018). لم يجدوا شيئًا في النافذة المحيطة بالحدث أو النافذة التي تليها. وبالمثل ، بحثت BUST عن نيوترينوات الميون ومضادات النيوترينوات ولم تعثر على أي شيء في النافذة حول الحدث ، ولا يوجد فائض في النافذة التي تتبعها (بيتكوف وآخرون. 2019). بحثت NOvA عن النيوترينوات والأشعة الكونية حول الحدث ولم تجد شيئًا (Acero وآخرون. 2020).

ورقة نمذجة النيوترينو الوحيدة التي شاهدتها بعد الكشف عنها هي Biehl و Heinze و ampWinter (2017). إنهم يصوغون الانبعاث الفوري من نفس مصدر انفجار أشعة غاما ووجدوا أن تدفقات النيوترينو ستكون حساسة للتيار.

ورقة GW170817 بعد الدمج

ملخص: GW170817 ورق ما بعد الدمج
اقرأ هذا إذا: انت متفائل
الجزء المفضل: نحن بالفعل نتحقق في كل مكان من وجود إشارات

بعد إلهام اثنين من الثقوب السوداء ، نعرف ما سيحدث بعد ذلك: الثقوب السوداء تندمج لتشكل ثقبًا أسودًا أكبر ، والذي يستقر بسرعة إلى حالته النهائية المستقرة. لدينا نموذج كامل لموجات الجاذبية من الحياة الملهمة - الاندماجية - الحلقية للثقوب السوداء الثنائية الملتصقة. النجوم النيوترونية الثنائية أكثر تعقيدًا.

يشبه إلهام نجمين نيوترونيين ثنائيين مثيله في الثقوب السوداء. مع اقترابهم من بعضهم البعض ، قد نرى بعض آثار تشوهات المد والجزر غير موجودة للثقوب السوداء ، لكن التفاصيل الرئيسية هي نفسها. إنه زقزقة الملهم التي نكتشفها. لكن مع اندماج النجوم النيوترونية ، ليس لدينا صورة واضحة لما يحدث. يتم تمزيق المواد وإخراجها من النجوم النيوترونية التي تصطدم بها النجوم النيوترونية معًا & # 8217s كلها فوضوية إلى حد ما. ليس لدينا فهم جيد لما يجب أن يحدث عندما تندمج نجومنا النيوترونية ، تعتمد التفاصيل على خصائص النجوم النيوترونية من الأشياء - إذا تمكنا من قياس إشارة موجة الجاذبية من هذه المرحلة ، فسنعلم كثيرا.

هناك أربع نتائج معقولة لدمج ثنائي بين النجوم النيوترونية:

  1. إذا كانت الكتلة الكلية أقل من الحد الأقصى للكتلة لنجم نيوتروني (غير دوار) ، فإننا ننتهي بنجم نيوتروني أكبر ولكنه ثابت. بالنظر إلى استنتاجاتنا من الملهم (انظر المخطط من GW170817 ورقة انفجار أشعة غاما أدناه) ، هذا غير مرجح.
  2. إذا كانت الكتلة الكلية أعلى من الحد المسموح به لنجم نيوتروني مستقر غير دوار ، ولكن لا يزال من الممكن دعمه بالدوران المنتظم () ، فلدينا نجم نيوتروني فائق الكتلة. سوف يتباطأ الدوران بسبب انبعاث الإشعاع الكهرومغناطيسي والجاذبية ، وفي النهاية سينهار النجم النيوتروني إلى ثقب أسود. قد يستغرق الوقت حتى الانهيار شيئًا من هذا القبيل - ليس من الواضح ما إذا كان هذا طويلاً بما يكفي لكي تعاني النجوم النيوترونية فائقة الكتلة من أزمة منتصف العمر.
  3. إذا كانت الكتلة الكلية أعلى من حد الدعم من الدوران المنتظم ، ولكن لا يزال من الممكن دعمها من خلال الدوران التفاضلي والتدرجات الحرارية () ، فعندئذ يكون لدينا نجم نيوتروني مفرط الكتلة. يبرد النجم النيوتروني فائق الكتلة بسرعة من خلال انبعاث النيوترينو ، ويتباطأ دورانه من خلال الكبح المغناطيسي ، مما يعني أنه ينهار على الفور إلى ثقب أسود في الداخل.
  4. إذا كانت الكتلة الكلية كبيرة بما يكفي () ، فإن النجوم النيوترونية المندمجة تنهار إلى ثقب أسود.

في حالة الانهيار إلى ثقب أسود ، نحصل على حلقة نفاذة كما في حالة اندماج الثقب الأسود الثنائي. التردد قريب ، مرتفع جدًا بالنسبة لنا للقياس حاليًا. ومع ذلك ، إذا كان هناك نجم نيوتروني ، فقد تكون موجات الجاذبية ذات التردد المنخفض قليلاً من مادة النجم النيوتروني تتأرجح. لسنا متأكدين تمامًا من شكل هذه الإشارات ، لذلك نجري بحثًا بدون نموذج عنها (معرفة موضع مصدر GW170817 & # 8217s يساعد في ذلك).

مقارنة كتل المكون المستنتج بحدود الكتلة الحرجة لمعادلات الحالة المختلفة. تُظهر اللوحة اليسرى الكتلة القصوى لنجم نيوتروني غير دوار مقارنةً بالكتلة الباريونية الأولية (تجاهل المادة المقذوفة أثناء الاندماج وطاقة ربط الجاذبية) ، تُظهر اللوحة الوسطى الحد الأقصى للكتلة لنجم نيوتروني يدور بشكل موحد ، وتوضح اللوحة اليمنى الحد الأقصى كتلة نجم نيوتروني غير دوار مقارنة بكتلة الجاذبية للنجم النيوتروني المكون الأثقل. شكل 3 من ورق GW170817 انفجار أشعة جاما.

تم استخدام عدة خوارزميات بحث مختلفة للبحث عن إشارة ما بعد الدمج:

    تم استخدام (cWB) للبحث عن رشقات قصيرة المدة (). هذا البحث في نافذة بما في ذلك وقت الدمج وتغطية التأخير في الكشف عن انفجار أشعة جاما ، وترددات -. تم استخدام بيانات LIGO فقط ، حيث عانت بيانات برج العذراء من تقلبات ضوضاء كبيرة أعلاه.
  1. تم استخدام cWB للبحث عن رشقات ذات مدة وسيطة (). هذا البحث في نافذة من الاندماج مرة ، والترددات -. استخدم هذا بيانات LIGO و Virgo.
  2. تم أيضًا استخدام خط الأنابيب متعدد الكاشفات العشوائية (STAMP) للبحث عن إشارات المدة المتوسطة. هذا البحث عن وقت الاندماج حتى نهاية O2 (في قطع) ، والترددات -. استخدم هذا بيانات LIGO فقط. هناك نوعان مختلفان من STAMP: Zebragard و Lonetrack ، وكلاهما مستخدم هنا.

على الرغم من أن GEO يشبه LIGO و Virgo والترددات العالية التي تم البحث عنها ، لم يتم استخدام بياناتها لأننا لم ندرس بعد خصائص الضوضاء الخاصة به بتفاصيل كافية. نظرًا لأن أجهزة الكشف عن LIGO هي الأكثر حساسية ، فإن بياناتها هي الأكثر أهمية في البحث.

لم يتم العثور على مرشحين مقبولين ، لذلك وضعنا بعض الحدود القصوى لما كان يمكن اكتشافه. من هذا ، ليس من المستغرب عدم العثور على شيء ، لأننا سنحتاج إلى حد كبير إلى تحويل كل كتلة البقايا بطريقة ما إلى موجات جاذبية لنرى شيئًا ما. النتائج معروضة في المؤامرة أدناه. يوجد تحليل محدث يضع حدودًا عليا لإشارة ما بعد الدمج في ورقة الخصائص GW170817.

الكثافة الطيفية لاتساع الضوضاء للكاشفات الأربعة ، والبحث عن الحدود العليا كدالة للتردد. تقارن الكثافة الطيفية لسعة الضوضاء بين حساسيات أجهزة الكشف. حدود البحث العليا هي سعة إجهاد الجذر-المجموع التربيعي بكفاءة الكشف بنسبة 50 ٪. يشير رمز اللون لعلامات الحد الأعلى إلى خوارزمية البحث ويشير الشكل إلى شكل الموجة المحقون لتعيين الحدود (التردد هو متوسط ​​شكل الموجة هذا). يأتي شكل الموجة الشريطية من الدوران السريع للنجم النيوتروني فائق الكتلة مما يؤدي إلى تشوهه (تمدده) بطريقة غير متناظرة (Lasky، Sarin & amp Sammut 2017) يفترض الشكل الموجي المغناطيسي أن النجم النيوتروني فائق الكتلة (سريع الدوران) & # يولد المجال المغناطيسي 8217s إهليلجيًا كبيرًا (Corsi & amp Mészáros 2009) ، وتكون الأشكال الموجية للاندماج قصيرة المدى من مجموعة مختارة من المحاكاة العددية (Bauswein وآخرون. 2013 Takami et al. 2015 كاوامورا وآخرون. 2016 سيولفي وآخرون. 2017). المربعات المفتوحة عبارة عن أشكال موجية مدمجة تم تحجيمها إلى المسافة والاتجاه المستنتج من إلهام GW170817. تُظهر الخطوط السوداء المتقطعة سعة إجهاد للإشارة ضيقة النطاق ذات محتوى طاقة ثابت: الخط العلوي هو أقصى قيمة ممكنة لـ GW170817. الشكل 1 لورقة ما بعد الدمج GW170817.

يمكننا & # 8217t معرفة مصير النجوم النيوترونية GW170817 & # 8217s من موجات الجاذبية وحدها [citation note]. نظرًا لتحسن حساسية التردد العالي في المستقبل ، فقد نتمكن من رؤية شيء ما من a حقا قريبة من اندماج ثنائي نجمي نيوتروني.

ورقة خصائص GW170817

ملخص: ورقة خصائص GW170817
اقرأ هذا إذا: تريد أفضل النتائج لمصدر GW170817 & # 8217s ، أو أفضل قياس لدينا لثابت هابل ، أو حدود إشارة ما بعد الدمج
الجزء المفضل: انظروا كم هي صغيرة الشكوك!

مع تقدم الوقت ، غالبًا ما نقوم بتنقيح تحليلاتنا لبيانات موجات الجاذبية. يمكن أن يكون هذا لأننا & # 8217 كان لدينا الوقت لإعادة معايرة البيانات من أجهزة الكشف لدينا ، لأنه تم تطوير تقنيات تحليل أفضل ، أو لمجرد أنه كان لدينا الوقت للسماح بمزيد من التحليلات الحسابية المكثفة للانتهاء. هذه الورقة هي محاولتنا الأولى لتحسين استنتاجاتنا حول GW170817.تستخدم النتائج معايرة محسّنة لبيانات برج العذراء ، وتحلل المزيد من الإشارة (وصولاً إلى تردد منخفض يبلغ 23 هرتز ، بدلاً من 30 هرتز ، مما يتيح استخدام حوالي 1500 دورة إضافية) ، وتستخدم نماذج محسّنة من أشكال الموجة ، وتتضمن تحليل جديد يبحث في إشارة ما بعد الاندماج. تُحدِّث النتائج تلك الواردة في GW170817 Discovery Paper و GW170817 Hubble Constant Paper و GW170817 Post-merger Paper.

انسبايرال

استند تحليلنا الأولي إلى سرعة حساب الشكل الموجي لما بعد نيوتن المعروف باسم TaylorF2. اعتقدنا أن هذا يجب أن يكون اختيارًا متحفظًا: أي نتائج ذات أشكال موجية أكثر تعقيدًا يجب أن تعطي نتائج أكثر إحكامًا. نجح هذا. نجرب عدة نماذج موجية مختلفة ، يعتمد كل منها على أشكال موجة الجسيمات النقطية التي نستخدمها لتحليل إشارات الثقب الأسود الثنائية مع وحدات بت إضافية لنمذجة تشوه المد والجزر للنجوم النيوترونية. النتائج متسقة على نطاق واسع ، لذلك أركز على مناقشة نتائجنا المفضلة المحسوبة باستخدام شكل الموجة IMRPhenomPNRT (الذي يستخدم IMRPhenomPv2 كقاعدة ويضيف على المد والجزر المعايرة للنسبية العددية). كما هو الحال في GW170817 Discovery Paper ، نقوم بإجراء التحليل مع اثنين من الأعداد السابقة على الحلقات الثنائية ، أحدهما يحتوي على يدور حتى 0.89 (والتي يجب أن تشمل بأمان جميع احتمالات النجوم النيوترونية) ، والآخر مع يدور حتى 0.05 (والتي تطابق ملاحظات النجوم النيوترونية الثنائية في مجرتنا).

كان التحليل الأول الذي قمنا به هو التحقق من موقع المصدر. بشكل مطمئن ، ما زلنا متسقين تمامًا مع موقع AT 2017gfo (phew!). تم تحسين الترجمة كثيرًا ، فقد انخفضت مساحة 90٪ من السماء تمامًا! اذهب برج العذراء!

بعد إثبات أنه لا يزال من المنطقي أن تحدد AT 2017gfo موقع المصدر ، فإننا نستخدم هذا الموقف في التحليلات اللاحقة. نستخدم دائمًا موقع السماء للنظير والانزياح الأحمر للمجرة المضيفة (ليفان وآخرون. 2017) ، لكننا لا نستخدم المسافة عادةً. هذا لأننا نريد أن نكون قادرين على قياس ثابت هابل ، الذي يعتمد على استخدام المسافة المستنبطة من موجات الجاذبية.

نستخدم المسافة من كانتيلو وآخرون. (2018) [citation note] لعملية حسابية واحدة: تقدير زاوية الميل. يتدهور الميل مع المسافة (كلاهما يؤثر على سعة الإشارة) ، لذا فإن وجود قيود على أحدهما يتيح لنا قياس الآخر بدقة محسنة. بدون معلومات المسافة ، نجد أن الزاوية بين الزخم الزاوي الكلي الثنائي & # 8217s وخط الرؤية هي للدوران العالي السابق والدوران المنخفض السابق. يرجع الاختلاف بين النتيجتين إلى أن الزخم الزاوي المغزلي يغير قليلاً اتجاه الزخم الزاوي الكلي. دمج معلومات المسافة ، بالنسبة للدوران العالي السابق ، تكون الزاوية (وبالتالي تكون زاوية المحاذاة) ، وبالنسبة للدوران المنخفض قبلها يكون (محاذاة غير صحيحة) [ملاحظة استشهاد].

الاتجاه والحجم المقدر للدوران المكونين. الزوج الأيسر هو من أجل الدوران العالي السابق وبالتالي تمتد المقادير إلى 0.89 ، والزوج الأيمن للدوران المنخفض قبل ذلك ويمتد إلى 0.05. في كل منها ، يكون توزيع المكون الأكثر ضخامة على اليسار ، وللمكون الأصغر على اليمين. يتم وضع الاحتمال في المناطق التي لها احتمالات مسبقة موحدة. يقوم الدوران المنخفض السابق باقتطاع التوزيع اللاحق ، لكن هذه ليست مشكلة بالنسبة للدوران العالي السابق. تظهر النتائج عند نقطة في الشهيق المقابلة لتردد موجة الجاذبية. أجزاء من الشكل 8 و 9 من ورق الخصائص GW170817.

  • تكون مسافة اللمعان مع الدوران المنخفض المسبق ومع الدوران العالي المسبق. يرجع الاختلاف إلى نفس سبب الاختلاف في قياسات الميل. تتوافق النتائج مع المسافة إلى NGC 4993 [citation note].
  • يتم قياس كتلة الزقزقة المنقولة إلى الأحمر إلى إطار الكاشف لتكون بالدوران المنخفض المسبق والدوران العالي. هذا يتوافق مع غرد كتلة جسدية من.
  • الدورات ليست مقيدة بشكل جيد. نحصل على أفضل قياس على طول اتجاه الزخم الزاوي المداري. بالنسبة للدوران المنخفض السابق ، فهذا يكفي لإزعاج الدورات التي تكون منحرفة ، ولكن هذا الأمر يتعلق بذلك. بالنسبة للدوران العالي السابق ، نستبعد اللفات الكبيرة المحاذاة أو المنحرفة ، واللفات الكبيرة جدًا في المستوى. أفضل وصف للمكونات المحاذاة للدوران هي معلمة الدوران الملهمة الفعالة ، للدوران المنخفض قبل ذلك وللتدور العالي السابق.
  • باستخدام الدوران المنخفض السابق ، تكون كتل المكونات - و - ، وبالنسبة للدوران العالي ، تكون - و -.

هذه تتوافق إلى حد كبير مع نتائجنا السابقة. هناك نوبات صغيرة ، لكن التغيير الأكبر هو أن الأخطاء أصغر قليلاً.

الكتل المقدرة للنجمين النيوترونيين في الثنائي باستخدام مقدمتي الدوران العالي (اليسار) والدوران المنخفض (الأيمن). تتبع الحبكة ثنائية الأبعاد خطًا من كتلة الزقزقة الثابتة والتي تكون ضيقة جدًا بحيث لا يمكن حلها على هذا المقياس. النتائج معروضة لأربعة نماذج موجية مختلفة. يحتوي كل من TaylorF2 (المستخدم في التحليل الأولي) و IMRPhenomDNRT و SEOBNRT على يدور محاذاة ، بينما يتضمن IMRPhenomPNRT دورانًا مسبقًا. يتم استخدام IMRPhenomPNRT للنتائج الرئيسية. الشكل 5 من ورقة الخصائص GW170817.

بالنسبة لثابت هابل ، نجد ذلك مع الدوران المنخفض السابق والدوران العالي المسبق. هنا ، نقتبس الحد الأقصى لقيمة لاحقة وأضيق فواصل زمنية بنسبة 68٪ على عكس الفاصل الزمني الموثوق به والمتوسط ​​المعتاد بنسبة 90٪. قد تعتقد أنه من الغريب أن يكون عدم اليقين أصغر عند استخدام الدوران العالي الأوسع مسبقًا ، ولكن هذه مجرد نتيجة أخرى للاختلاف في قياسات الميل. تتوافق القيم إلى حد كبير مع قيمنا الأولية.

أفضل معلمة المد والجزر التي تم قياسها هي تشوه المد والجزر المشترك بلا أبعاد. مع الدوران العالي السابق ، يمكننا فقط تعيين حد أعلى لـ. مع الدوران المنخفض السابق ، نجد أننا ما زلنا متسقين مع صفر تشوه ، لكن التوزيع يبلغ ذروته بعيدًا عن الصفر. نستخدم الفاصل الزمني الموثوق به والمتوسط ​​والمتماثل 90٪ ، وإذا أخذنا أضيق فاصل 90٪. يبدو هذا كما لو أننا اكتشفنا تأثيرات المادة ، ولكن بما أننا اضطررنا إلى استخدام الدوران المنخفض السابق ، وهو مناسب فقط للنجوم النيوترونية ، فستكون هذه حجة دائرية. مزيد من التفاصيل حول ما يمكن أن نتعلمه عن تشوهات المد والجزر وما تتكون النجوم النيوترونية ، على افتراض أن لدينا بالفعل نجوم نيوترونية ، ترد في ورقة معادلة الحالة GW170817.

ما بعد الاندماج

في السابق ، في ورقة ما بعد الدمج GW170817 ، بحثنا عن إشارة ما بعد الدمج. لم نجد أي شيء & # 8217t. الآن ، نحاول استنتاج شكل الإشارة ، بافتراض وجودها (مع وجود ذروة في وقت الاندماج). ما زلنا لا نعثر على أي شيء ، لكننا الآن نضع حدودًا أعلى بكثير للإشارة التي يمكن أن تكون هناك.

من أجل هذا التحليل ، نستخدم البيانات من كاشفين LIGO ومن GEO 600! لا نستخدم بيانات برج العذراء ، حيث إنها لا تعمل بشكل جيد في هذه الترددات العالية. نستخدم BayesWave لمحاولة تقييد الإشارة.

الكثافة الطيفية لسعة الضوضاء للكاشفات المستخدمة ، والحدود العليا للإجهاد السابق والخلفي ، والمحاكاة العددية المختارة كدالة للتردد. الحدود العليا للإشارة هي حدود موثوقة بايزي 90٪ للإشارة في هانفورد ، ولكنها مشتقة من تحليل متماسك لجميع أجهزة الكشف الثلاثة المشار إليها. شكل 13 من ورقة الخصائص GW170817.

في حين أن الحدود العليا أفضل بكثير ، إلا أنها لا تزال أكبر بحوالي 12-215 مرة من التوقعات من عمليات المحاكاة. لذلك ، نحن بحاجة & # 8217d إلى تحسين حساسية الكاشف لدينا بحوالي 3.5-15 عامل لاكتشاف إشارة مماثلة. تشابك الاصابع!

ورقة معادلة الحالة GW170817

ملخص: GW170817 ورقة معادلة الحالة
اقرأ هذا إذا: تريد أن تعرف مما تتكون النجوم النيوترونية
الجزء المفضل: مؤامرات الفراشة الجميلة

عادة في عملنا ، نود أن نبقى منفتحين ولا نضع الكثير من الافتراضات. في تحليلنا لـ GW170817 ، كما هو معروض في ورقة الخصائص GW170817 ، بقينا محايدين بشأن مكونات الثنائي ، ونرى ما تخبرنا به البيانات. ومع ذلك ، من الملاحظات الكهرومغناطيسية ، هناك دليل قوي على أن المصدر هو نظام نجمي نيوتروني ثنائي. في هذه الورقة ، نعتبر أنه من المسلم به أن المصدر هو تتكون من نجمين نيوترونيين ، وأن هذه النجوم النيوترونية مصنوعة من مادة متشابهة ™ [citation note] ، لنرى ما يمكن أن نتعلمه عن خصائص النجوم النيوترونية.

عندما يقترب نجمان نيوترونيان من بعضهما البعض ، فإنهما يتشوهان بفعل جاذبية بعضهما البعض. يتم رفع المد والجزر ، نوعًا ما مثل كيفية إنشاء القمر للمد والجزر على الأرض. يؤدي تكوين المد والجزر إلى إخراج الطاقة من المدار ، مما يؤدي إلى تقدم الملهم بشكل أسرع. هذا شيء يمكننا قياسه من خلال إشارة موجة الجاذبية. المد والجزر أكبر عندما تكون النجوم النيوترونية أكبر. يعتمد حجم النجوم النيوترونية ومدى سهولة تمددها وسكواشها على معادلتها للحالة. يمكننا استخدام قياسات كتل النجوم النيوترونية ومقدار تشوه المد والجزر لاستنتاج حجمها ومعادلة الحالة الخاصة بها.

يتم تحليل الإشارة كما هو الحال في ورقة الخصائص GW170817 (شكل موجة IMRPhenomPNRT ، الدوران المنخفض مسبقًا ، تم تعيين الموضع لمطابقة AT 2017gfo). ومع ذلك ، فإننا نضيف أيضًا بعض المعلومات حول تكوين النجوم النيوترونية.

من الصعب حساب سلوك هذه المادة الكثيفة بشكل لا يصدق ، ولكن هناك بعض العلاقات (تسمى العلاقات العامة) بين تشوه المد والجزر للنجوم النيوترونية وأنصاف أقطارها التي لا تتأثر بتفاصيل معادلة الحالة. يتعلق أحدهما بالتوليفات المتماثلة وغير المتماثلة لتشوهات المد والنجمين النيوترونيين كدالة لنسبة الكتلة ، مما يسمح لنا بحساب تشوهات المد والجزر المتسقة. آخر يتعلق بتشوه المد والجزر بالاكتناز (الكتلة مقسومة على نصف القطر) يسمح لنا بتحويل تشوهات المد والجزر إلى نصف قطر. يتضمن التحليل عدم اليقين في هذه العلاقات.

بالإضافة إلى ذلك ، نستخدم أيضًا نموذجًا حدوديًا لمعادلة الحالة لنمذجة تشوهات المد والجزر. من خلال أخذ العينات مباشرة من حيث معادلة الحالة ، من السهل فرض قيود على القيم المسموح بها. على سبيل المثال ، نفترض أن سرعة الصوت داخل النجم النيوتروني أقل من سرعة الضوء ، وأن معادلة الحالة يمكن أن تدعم النجوم النيوترونية بتلك الكتلة ، وأنه من الممكن تفسير أضخم نجم نيوتروني مؤكد (نستخدمه حد أدنى لهذه الكتلة) ، فضلاً عن كونها مستقرة ديناميكيًا حراريًا. تبين أن استيعاب أضخم نجم نيوتروني هو معلومة مهمة.

يوضح الرسم أدناه معلمات تشوه المد والجزر للنجمين النيوترونيين. التقنيتان ، باستخدام العلاقات غير الحساسة لمعادلة الدولة واستخدام نموذج معادلة الحالة المحدد بدون تضمنت قيود مطابقة النجم النيوتروني ، أعط نتائج مماثلة. بالنسبة للنجم النيوتروني ، تشير هذه النتائج إلى أن معامل تشوه المد والجزر سيكون. نحن نفضل معادلات الحالة الأكثر ليونة على المعادلات الأكثر صرامة [citation note]. أعتقد أن هذا يعني أن النجوم النيوترونية أكثر قابلية للاحتضان.

التوزيعات الاحتمالية لمعلمات المد والجزر للنجمين النيوترونيين. يجب أن يكون تشوه المد والنجم النيوتروني الأكثر ضخامة أكبر من تشوه النجم النيوتروني الأصغر. يتم حساب التظليل الأخضر و (50٪ و 90٪) باستخدام العلاقات غير الحساسة لمعادلة الحالة. الخطوط الزرقاء مخصصة لنموذج معادلة الحالة المحدد بالبارامترات. الملامح البرتقالية مأخوذة من ورقة الخصائص GW170817 ، حيث لا نفترض & # 8217t معادلة مشتركة للحالة. الخطوط السوداء هي تنبؤات من مجموعة معادلات مختلفة للحالة الشكل 1 من ورقة معادلة الحالة GW170817.

يمكننا ترجمة نتائجنا إلى تقديرات حول حجم النجوم النيوترونية. تظهر المؤامرات أدناه نصف القطر المستنتج. تتضمن نتائج نموذج معادلة الحالة المعلمة الآن قيود استيعاب نجم نيوتروني ، وهو السبب الرئيسي للاختلاف في المؤامرات. باستخدام العلاقات غير الحساسة معادلة الحالة نجد أن نصف قطر النجم النيوتروني الأثقل (-) هو ونصف قطر النجم النيوتروني الأخف (-). مع نموذج معادلة الحالة المحدد ، يكون نصف القطر (-) و (-).

التوزيعات الاحتمالية الخلفية لكتل ​​النجوم النيوترونية وأنصاف أقطارها (الأزرق للنجم النيوتروني الأكثر ضخامة ، والبرتقالي للنجم الأخف). تستخدم المؤامرة اليسرى العلاقات غير الحساسة لمعادلة الدولة ، ويستخدم اليمين نموذج معادلة الحالة المحدد بالبارامترات. في المؤامرات أحادية البعد ، تشير الخطوط المتقطعة إلى السوابق. تشير الخطوط الموجودة في أعلى اليسار إلى حجم ثقب Schwarzschild Black وحدود Buchadahl لانهيار نجم نيوتروني. الشكل 3 من ورقة معادلة الحالة GW170817.

عندما كنت طالبًا جامعيًا ، أتذكر أنني تعلمت أن النجوم النيوترونية كانت في دائرة نصف قطرها. نحن نعلم الآن أن الأمر ليس كذلك.

إذا كنت ترغب في إجراء مزيد من البحث ، يمكنك تنزيل العينات اللاحقة من هذه التحليلات.

ملاحظات المكافأة

صفارات الإنذار القياسية

في علم الفلك ، غالبًا ما نستخدم الشموع القياسية ، كائنات مثل المستعرات الأعظمية من النوع IA ذات لمعان معروف ، لاستنتاج المسافات. إذا كنت تعرف مدى سطوع شيء ما ، ومدى سطوعك في قياسه ، فأنت تعرف مدى بُعده. عن طريق القياس ، يمكننا استنتاج مدى بعد مصدر موجة الجاذبية من خلال مدى ارتفاعه. وبالتالي فهي ليست شمعة ، بل صافرة الإنذار. يشرح شون كارول المزيد عن هذا المصطلح في مدونته.

طبيعة

أنا أعرف… طبيعة نشر ورقة شوتز الأصلية حول قياس ثابت هابل باستخدام موجات الجاذبية ، لذلك ، هناك & # 8217s تناظر جميل في نشر النتيجة الحقيقية الأولى للقيام بذلك في طبيعة جدا.

العناقيد الكروية

بدلاً من نظام نجمي نيوتروني ثنائي يتكون من ثنائي من نجمين مولودين معًا ، من الممكن أن يقترب نجمان نيوترونيان من بعضهما في بيئة نجمية كثيفة مثل الحشد الكروي. يمكن أن يتشكل جزء كبير من الثقوب السوداء الثنائية بهذه الطريقة. النجوم النيوترونية الثنائية ، كونها أقل كتلة ، لا تتشكل بشكل شائع بهذه الطريقة. لن & # 8217t نتوقع تشكيل GW170817 بهذه الطريقة. في ورقة السلف GW170817 ، نجادل بأن احتمال مصدر GW170817 & # 8217 قادمًا من كتلة كروية صغير — للمعدلات المتوقعة ، انظر Bae، Kim & amp Lee (2014).

ليفان وآخرون. (2017) تحقق من وجود كتلة نجمية في موقع AT 2017gfo ، ولا تجد شيئًا. أصغر 30٪ من مجموعات مجرة ​​درب التبانة & # 8217s الكروية سوف تتجنب هذا الحد ، لكن هذه تمثل 5٪ فقط من الكتلة النجمية في العناقيد الكروية ، وجزء صغير من التفاعلات الديناميكية. فونغ وآخرون. (2019) إجراء بعض الملاحظات التفصيلية بحثًا عن كتلة كروية ، وأيضًا لا تجد شيئًا. هذا يستثني الكتلة التي تشكل أساسًا جميعهم (99.996٪). لذلك ، من غير المحتمل أن تكون الكتلة مصدر هذا الثنائي.

ملاحظات الاقتباس

معدلات الاندماج

من بيانات موجات الجاذبية الخاصة بنا ، نقدر كثافة معدل اندماج النجم الثنائي الحالي. أجرى العديد من المراقبين الكهرومغناطيسيين تقديراتهم الخاصة بالمعدلات من تواتر الكشف (أو عدم وجوده) من العابرين الكهرومغناطيسية.

كسليوال وآخرون. (2017) ضع في اعتبارك العابرين التي شاهدها مصنع Palomar Transient Factory ، وقم بتقدير كثافة معدل تقارب (3 سيغما الحد الأعلى) ، نحو النهاية السفلية لمجموعتنا ، لكن معدلها يزداد إذا لم تكن جميع عمليات الاندماج مشرقة مثل AT 2017gfo .

سيبرت وآخرون. (2017) يحدد معدل AT 2017gfo-like transients في مسح Swope Supernova. يحصلون على حد أعلى من. يستخدمون لتقدير احتمال أن يكون AT 2017gfo و GW170817 مجرد مصادفة غير مترابطة في الواقع. الاحتمال عند 90٪ ثقة.

سمارت وآخرون. (2017) تقدير معدل كيلونوفا من مسح أطلس ، لقد قاموا بحساب 95 ٪ حد أعلى ، بأمان أعلى من نطاقنا.

يانغ وآخرون. (2017) بحساب الحدود العليا من مسح DLT40 Supernova. اعتمادًا على الاحمرار المفترض ، يكون هذا بين و. يوضح الشكل 3 أن هذا أعلى بكثير من المعدلات المتوقعة.

تشانغ وآخرون. (2017) مهتم بمعدل انفجارات أشعة جاما. إذا كنت تعرف معدل انفجارات أشعة جاما القصيرة ومعدل اندماجات النجوم النيوترونية الثنائية ، يمكنك أن تتعلم شيئًا عن زاوية إشعاع الطائرة. كلما كانت الطائرة أصغر ، قل احتمال رصدنا لانفجار أشعة جاما. من أجل القيام بذلك ، يقومون بعمل الجزء الخلفي من الغلاف الخاص بهم لمعدل موجة الجاذبية. يحصلون. هذا & # 8217s ليس سيئًا للغاية ، ولكن عليك الالتزام بنتائجنا.

إذا كنت & # 8217re مهتمًا بالآفاق المستقبلية لاكتشاف كيلونوفا ، فأنا أوصي بـ Scolnic وآخرون. (2017). تحقق من الجدول 2 الخاص بهم لمعدلات الكشف (بافتراض معدل): سوف ترى LSST و WFIRST الكثير ، حوالي 7 و 8 في السنة على التوالي.

باستخدام قيود المراقبة اللاحقة على الهيكل النفاث ، استخدم Gupta & amp Bartos (2018) معدل انفجار أشعة غاما القصير لتقدير معدل اندماج نجمي نيوتروني ثنائي يبلغ. إنهم يتوقعون أن حوالي 30٪ من اكتشافات موجات الجاذبية ستصاحبها رشقات من أشعة غاما ، بمجرد وصول LIGO و Virgo إلى حساسية التصميم.

ديلا فالي وآخرون. (2018) حساب معدل كيلونوفا الذي يمكن ملاحظته. لمطابقة معدل الاندماج الثنائي للنجوم النيوترونية ، فإننا إما نحتاج فقط إلى جزء بسيط من اندماجات النجوم الثنائية النيوترونية لإنتاج كيلونوفا أو أن تكون مرئية فقط لزوايا الرؤية الأقل من. يحتوي جدولهم 2 على تجميع جيد لمعدلات رشقات أشعة جاما القصيرة.

القصة الكهرومغناطيسية

بعض الملاحظات على نظرة عامة غير كاملة للأوراق التي تصف الاكتشاف الكهرومغناطيسي. للحصول على بيانات الرصد ، أوصي & # 8217d بالنظر في مشروع Open Kilonova.

بصرف النظر عن اكتشاف موجات الجاذبية لدينا ، لوحظ انفجار قصير لأشعة غاما GRB 170817A بواسطة Fermi-GBM (Goldstein وآخرون. 2017). لم ير Fermi-LAT أي شيء ، لأنه كان غير متصل للعبور عبر جنوب المحيط الأطلسي الشذوذ. في وقت الاندماج ، كانت شركة INTEGRAL تتابع موقع GW170814 ، ولحسن الحظ ، كان هذا يعني أنها لا تزال تستطيع مراقبة موقع GW170817 ، واتباع التنبيه الذي عثروا فيه على GRB 170817A في بياناتهم (Savchenko وآخرون. 2017).

متابعة لتوطين الموجات الثقالية لدينا ، تم اكتشاف عابر بصري AT 2017gfo. تم الاكتشاف من خلال تعاون نصف الكرة الأرضية مترًا واحدًا (1M2H) باستخدام تلسكوب Swope في مرصد Las Campanas في تشيلي ، حيث قاموا بتعيين عابر كـ SSS17a (كولتر وآخرون. 2017). في نفس المساء ، عثرت عدة فرق أخرى أيضًا على عابر في غضون ساعة من بعضها البعض:

  • وجد البحث عن مسافة أقل من 40 Mpc (DLT40) عابرًا باستخدام تلسكوب PROMPT 0.4 متر في مرصد Cerro Tololo Inter-American في تشيلي ، حيث قاموا بتسمية DLT17ck العابرة (Valenti) وآخرون. 2017).
  • وجد تعاون VINROUGE (على ما أعتقد ، أنهم لا يعرفون أنفسهم في الواقع في أوراقهم الخاصة) عابرًا باستخدام VISTA في المرصد الأوروبي الجنوبي في تشيلي (Tanvir وآخرون. 2017).تصف ورقتهم أيضًا ملاحظات المتابعة باستخدام التلسكوب الكبير جدًا وتلسكوب هابل الفضائي والتلسكوب البصري الاسكندنافي والتلسكوب الدنماركي الذي يبلغ قطره 1.54 مترًا ، ولديها أحد أقسام المقدمة المفضلة لأوراق الاكتشاف.
  • تمت متابعة تعاون MASTER مع شبكة التلسكوبات العالمية الخاصة بهم ، وكان تلسكوبهم في مرصد جامعة سان خوان الوطنية في الأرجنتين هو الذي وجد عابرًا (ليبونوف وآخرون. 2017) يشيرون بشكل جذاب إلى أنه عابر كـ OTJ130948.10-232253.3.
  • وجد مسح الطاقة المظلمة وكاميرا الطاقة المظلمة GW – EM (DES and DECam) عابرًا مع DECam على تلسكوب Blanco 4-m ، والذي يوجد أيضًا في مرصد Cerro Tololo Inter-American في تشيلي (Soares-Santos وآخرون. 2017).
  • استخدم مرصد Las Cumbres Collaboration شبكته العالمية من التلسكوبات ، مع تلسكوب 1 متر في مرصد Cerro Tololo Inter-American في تشيلي لأول مرة (Arcavi) وآخرون. 2017). تم وصف استراتيجية المراقبة الخاصة بهم في ورقة مصاحبة (Arcavi وآخرون. 2017) ، والذي يصف أيضًا متابعة GW170814.

من هذه ، يمكنك أن ترى أن أمريكا الجنوبية كانت المكان المناسب لهذا الحدث: لقد كان الليل في الوقت المناسب تمامًا.

كان هناك قدر كبير من المتابعة عبر نطاق الأشعة تحت الحمراء والبصرية والأشعة فوق البنفسجية لـ AT 2017gfo. فيلار وآخرون. (2017) يحاول الجمع بين هؤلاء بطريقة متسقة. الشكل 1 جميل.

تم تجميع المنحنيات الضوئية من الملاحظات فوق البنفسجية والبصرية والأشعة تحت الحمراء في AT 2017gfo. نقاط البيانات هي البيانات المتجانسة ، والخطوط هي نماذج كيلونوفا. يسود الضوء الأزرق في البداية ولكنه يتلاشى بسرعة ، بينما يخضع الضوء الأحمر لانحطاط أبطأ. الشكل 1 من فيلار وآخرون. (2017).

هيندرر وآخرون. (2018) استخدام محاكاة النسبية العددية لمقارنة النظرية والملاحظات لقيود موجة الجاذبية على تشوه المد والجزر ومنحنى كيلونوفا الخفيف. وجدوا أن الملاحظات يمكن أن تكون متسقة مع النجم النيوتروني والثقب الأسود الثنائي وكذلك النجم النيوتروني الثنائي. توصل Coughline و amp Dietrich (2019) إلى نتيجة مماثلة. أعتقد أنه من غير المحتمل أن يكون هناك ثقب أسود بهذه الكتلة المنخفضة ، لكن من المثير للاهتمام وجود بعض المحاكاة التي يمكن أن تناسب الملاحظات.

كان AT 2017gfo أيضًا هدفًا للرصد عبر الطيف الكهرومغناطيسي. لوحظ توهج الأشعة السينية بعد 9 أيام من الاندماج ، و 16 يومًا بعد الاندماج ، تمامًا كما اعتقدنا أن الإثارة قد انتهت ، تم العثور على توهج راديو:

  • تمت ملاحظة الأشعة السينية لأول مرة بواسطة مرصد شاندرا للأشعة السينية ، بعد 9 أيام من الاندماج (Troja وآخرون. 2017). يصف هذا البحث أيضًا المتابعة البصرية باستخدام تلسكوب هابل الفضائي ، وجهاز Gemini Multi-Object Spectrograph ، وشبكة التلسكوب الكوري Microlensing Telescope ، وعدم اكتشاف الراديو باستخدام مجموعة التلسكوب الأسترالية المدمجة. مارغوتي وآخرون. (2017) لوحظ مع Chandra بعد 2.3 يومًا من الاندماج (عندما لم يجدوا شيئًا) و 15 يومًا عندما وجدوا شيئًا ما. صقر قريش وآخرون. (2017) وصف ملاحظات تشاندرا العميقة بعد 15 و 16 يومًا من الاندماج.
  • وجدت شركة GROWTH Collaboration انبعاثًا لاسلكيًا في البداية بعد 16 يومًا من الاندماج مع المصفوفة الكبيرة جدًا (Hallinan وآخرون. 2017): هناك & # 8217s إشارة هامشية بعد 10 أيام ، ولكن لا يوجد مصدر محدد بالتأكيد في ذلك الوقت. لاحظوا أيضًا مع مصفوفة تلسكوب أستراليا المدمجة (التي شهدت الشفق اللاحق عند مراقبة 19 يومًا بعد الاندماج) ، التلسكوب الراديوي العملاق Metrewave ، VLA Low Band Ionosphere and Transient Experiment وتلسكوب Green Bank (الذي لم يقم & # 8217t بالكشف) الكسندر وآخرون. (2017) كشف لأول مرة عن انبعاث الراديو عند مراقبة 19 و 39 يومًا بعد الاندماج مع المصفوفة الكبيرة جدًا. لا يكتشفون أي شيء باستخدام مصفوفة أتاكاما الكبيرة المليمترية / ما دون المليمتر.

سيستمر الشفق اللاحق في التوهج لبعض الوقت ، لذلك يمكننا أن نتوقع سلسلة من التحديثات:

    لوحظ مع Chandra بعد 108 و 111 يومًا من الاندماج. روان وآخرون. (2017) لوحظ مع Chandra بعد 109 يومًا من الاندماج. الفجوة الكبيرة في ملاحظات الأشعة السينية من الملاحظات الأولية هي أن الشمس كانت في طريقها. تحديث نتائج الراديو GROWTH حتى 107 أيام بعد الدمج (أكبر فترة مع استمرار استباق عمليات رصد الأشعة السينية الجديدة) ، مع المراقبة باستخدام مصفوفة كبيرة جدًا ، ومصفوفة تلسكوب أستراليا المدمجة ، وتلسكوب راديو الموجة المترية العملاق.

بشكل مثير ، تم الآن أيضًا رصد الشفق اللاحق في البصري:

    لوحظ مع هابل 110 أيام (إطار الراحة) بعد الاندماج (أي عندما كانت الشمس بعيدة عن هابل). في هذه المرحلة كان من المفترض أن يكون الكيلونوفا قد تلاشى ، لكنهم وجدوا شيئًا ما ، وهذا لونه أزرق تمامًا. الاستنتاج هو أنه & # 8217s هو الشفق اللاحق ، وسيبلغ ذروته في غضون عام تقريبًا. يجمع بين ملاحظات Chandra X-ray والملاحظات الراديوية ذات المصفوفة الكبيرة جدًا والمراقبة البصرية لـ Hubble. استغرقت ملاحظات هابل 137 يومًا بعد الاندماج ، واستغرقت ملاحظات تشاندرا 153 يومًا و 163 يومًا بعد الاندماج. وجدوا أنهم جميعًا متفقون (بما في ذلك إشارة الراديو المؤقتة بعد 10 أيام من الاندماج). يجادلون بأن الانبعاثات تتسبب في عدم وجود نفاثات على المحور وكرات نارية كروية.

تطور كثافة الطاقة الطيفية للراديو والبصرية والأشعة السينية للنظير GW170817. دائمًا ما يهيمن الشفق اللاحق على الراديو والأشعة السينية ، كما هو موضح باتباع نفس قانون الطاقة. في الأوقات المبكرة ، كان كيلونوفا يهيمن على البصري ، ولكن مع تلاشي هذا ، يبدأ الشفق اللاحق في الهيمنة. الشكل 1 لمارجوتي وآخرون. (2018).

    لوحظ في الأشعة السينية بعد 135 يومًا من الاندماج مع XMM-Newton. وجدوا أن التدفق قد تلاشى مقارنة بالاتجاه السابق. يقترحون أننا & # 8217 فقط عند المنعطف ، لذلك هذا يتوافق مع أحدث ملاحظات هابل. لوحظ في ترددات لاسلكية منخفضة مع التلسكوب الراديوي Giant Meterwave. لقد رأوا الإشارة بعد 67 يومًا من الاندماج ، لكن هذا يتطور قليلاً خلال مدة ملاحظاتهم (حتى اليوم 152 بعد الاندماج) ، مما يشير أيضًا إلى حدوث تحول. لوحظ في الراديو بعد 125-200 يوم من الاندماج مع مصفوفة كبيرة جدًا ومصفوفة تلسكوب أستراليا المدمجة ، ووجدوا أن الشفق اللاحق قد بدأ في التلاشي ، وبلغت ذروته 149 ± 2 يومًا بعد الاندماج. قام بعمل ملاحظات بالأشعة السينية بعد 260 يومًا من الاندماج. وخلصوا إلى أن الشفق اللاحق يتلاشى بالتأكيد ، وأن هذا ليس بسبب مرور تردد تبريد السنكروترون. لوحظ في الراديو حتى 298 يومًا. وجدوا تسليم حوالي 170 يوما. يجادلون بأن النتائج تدعم طائرة ضيقة وناجحة. لوحظ في الراديو والأشعة السينية إلى 359 يومًا. أصبح التلاشي واضحًا الآن ، وبدأ يكشف شيئًا عن هيكل الطائرة. يبدو أن أفضل ما يناسبهم يفضلون طائرة نفاثة نسبية منظمة أو شرنقة عريضة الزاوية. لوحظ بصريًا حتى 358 يومًا. استنتجوا أن الذروة حوالي 140-160 يومًا. تتلاءم ملاحظاتهم جيدًا إما عن طريق طائرة نفاثة منظمة غاوسية أو نفاثة مكونة من عنصرين (مع كون المكون الثاني هو الشرنقة) ، على الرغم من أن النموذج المكون من عنصرين لا يناسب ملاحظات الأشعة السينية المبكرة جيدًا. وخلصوا إلى أنه لا بد من وجود طائرة نفاثة ناجحة من نوع ما.

الملاحظات الراديوية والبصرية والأشعة السينية حتى 358 يومًا بعد الاندماج. تظهر الخطوط الملونة نماذج نفاثة غاوسية ملائمة. الشكل 3 من لامب وآخرون. (2018).

    المراقبة البصرية حتى 584 يومًا بعد الاندماج ، جنبًا إلى جنب مع المراقبة في الراديو إلى 585 يومًا بعد الاندماج وفي الأشعة السينية 583 يومًا بعد الاندماج. تفضل هذه الملاحظات نفاثًا منظمًا على تدفق خارجي شبه كروي. هاجيلة وآخرون. (2019) مدد عمليات المراقبة الراديوية والأشعة السينية إلى أبعد من ذلك ، حتى 743 يومًا بعد الاندماج.

يسارًا: تمت ملاحظة الشفق البصري حتى 584 يومًا بعد الاندماج جنبًا إلى جنب مع تنبؤات لطائرة نفاثة منظمة وتدفق خارجي شبه كروي (Wu & amp MacFadyen 2018). على اليمين: الملاحظات الراديوية والبصرية والأشعة السينية لمدة 535 يومًا و 534 يومًا و 533 يومًا بعد الاندماج على التوالي. المثلثات تشير إلى الحدود العليا. الشكلان 2 و 3 لفونغ وآخرون. (2019).

    لوحظ مع Chandra بين 935 و 942 يومًا بعد الاندماج ، وشهدت انخفاضًا لطيفًا يتوافق مع انتشار طائرة. لقد بحثوا أيضًا في الراديو ، لكنهم لم يعثروا على أي شيء. تجميع مجموعة موحدة من الملاحظات الراديوية والبصرية والأشعة السينية بعد الشفق. تغطي مجموعة البيانات الخاصة بهم من 0.5 إلى 940 يومًا بعد الاندماج. إنها حقًا مجموعة بيانات رائعة!

منحنيات الضوء الضوئية والراديوية والأشعة السينية ، التي تم قياسها بواسطة مؤشر طيفي أفضل ملاءمة بحيث تكون الملاحظات المختلفة فوق بعضها البعض ، من أجل التوهج اللاحق GW170817 & # 8217s. تُظهر اللوحة العلوية الملاحظات الفردية ، التي تم تصنيفها بواسطة نطاق المرصد والمراقبة. تظهر اللوحة السفلية متوسط ​​متحرك. الشكل 1 لمخاتيني وآخرون. (2020).

    الاستمرار في الحصول على ملاحظات الراديو والأشعة السينية حتى 1270 يومًا بعد الاندماج. الراديو كما هو متوقع لطائرة منظمة ، ولكن قد يكون هناك بعض السطوع في الأشعة السينية؟ تجد أن هناك اشراق في الأشعة السينية بعد حوالي 900 يوم. ومع ذلك ، لا يوجد شيء في الراديو. قد يشير هذا إلى شكل من أشكال الوهج اللاحق للكيلونوفا (والذي قد يجادل ضد الانهيار الفوري لثقب أسود) ، أو قد يكون من التراكم على البقايا. إما أن تكون ملاحظة مثيرة للاهتمام. إعادة تحليل بيانات الأشعة السينية ، والتحقق من المعايرة. إنهم لا يجدون ارتفاعًا ، لكنهم يجدون فائضًا في الأوقات المتأخرة يصعب تفسيره بمجرد الشفق النفاث ، مما يشير إلى وجود بعض الانبعاثات الإضافية مثل شفق كيلونوفا.

ملاحظات الأشعة السينية (أعلى) والراديو (أسفل) من شاندرا والمصفوفة الكبيرة جدًا ، على التوالي. تُظهر ملاحظات الأشعة السينية وجود فائض بعد حوالي 900 يوم ، لكن لم يتم تسجيلها في الراديو. تُظهر الخطوط الحمراء والبرتقالية انبعاث السنكروترون المقدّر لقوانين الطاقة المختلفة. يُظهر المنحنى الرمادي انبعاث السنكروترون من القذف الديناميكي للكيلونوفا من محاكاة النسبية العددية لدمج نجم نيوتروني. الشكل 2 من هجيلة في آل. (2021).

هل قصة أكثر عمليات الرصد الفلكية طموحًا قد وصلت إلى نهايتها الآن؟

تأخير شابيرو

باستخدام التأخير الزمني بين GW170817 و GRB 170817A ، قامت بعض الفرق الأخرى أيضًا بتقديرها الخاص لتأخير Shapiro قبل أن يعرفوا ما هو موجود في GW170817 Gamma-ray Burst Paper.

    النظر في إمكانية درب التبانة وهيكل واسع النطاق لتقدير. ضع في اعتبارك جميع المجرات الموجودة في كتالوج GLADE والتي تقع داخل نصف قطر خط الرؤية ، واشتقها. التقدير باستخدام إمكانات درب التبانة & # 8217s واستخدام مجموعة برج العذراء & # 8217s المحتملة.

تقديرنا هو الأكثر تحفظًا.

مقارنة بانفجارات أشعة جاما الأخرى

هل النظائر الكهرومغناطيسية لـ GW170817 مشابهة لما لوحظ من قبل؟

يو وآخرون. (2017) قارن GRB 170817A مع رشقات أشعة جاما الأخرى. إنه لمعان منخفض ، لكنه قد لا يكون وحده. يمكن أن تكون هناك رشقات نارية أخرى مثلها (ربما GRB 070923 و GRB 080121 و GRB 090417A) ، إذا كانت بالفعل من مصادر قريبة. يقترحون أن GRB 130603B قد يكون مكافئًا على المحور لـ GRB 170817A [ملاحظة استشهاد] ، ومع ذلك ، يشير عدم اكتشاف كيلونوفا لعدة رشقات إلى أن هناك حاجة إلى بعض الاختلاف في خصائصها أيضًا. هذا يتفق مع نتائج جومبيرتز وآخرون. (2017) ، الذي يقارن ملاحظات GW170817 مع كيلونوفا أخرى: إنها أخف من كيلونوفا المرشحة الأخرى (GRB 050709 ، GRB 060614 ، GRB 130603B و GRB 160821B مبدئيًا) ، لكنها أكثر سطوعًا من الحدود العليا من رشقات نارية أخرى. يجب أن يكون هناك تنوع في ملاحظات كيلونوفا. فونغ وآخرون. (2017) انظر إلى تنوع الشفق (عبر الأشعة السينية إلى الراديو) ، ومرة ​​أخرى اكتشف أن نظير GW170817 & # 8217s باهت. ربما هذا لأننا خارج المحور. الدراسة الأكثر شمولاً هي دراسة فون كينلين وآخرون. (2019) الذين يبحثون لمدة عشر سنوات من أرشيفات Fermi ويجدون 13 رشقات أشعة غاما قصيرة تشبه GRB 170817A: GRB 081209A ، GRB 100328A ، GRB 101224A ، GRB 110717A GRB 111024C ، GRB 120302B ، GRB 120915A ، GRB 130502A ، GRB 140511A ، GRB 130502A ، GRB 140511A 150101B و GRB 170111B و GRB 170817A و GRB 180511A. هناك مجموعة من السلوكيات في هذه ، حيث تظهر GRBs الأقصر تقلبًا سريعًا. سوف تساعد الملاحظات المستقبلية في الكشف عن مقدار التباين الموجود من عرض الزوايا المختلفة ، ومقدار التباين الجوهري من المصدر - ربما تأتي بعض دفقات أشعة غاما القصيرة من ثنائيات نجم نيوتروني وثقب أسود؟

الميل والنفاثات والقذف

إلى حد كبير ، كل ورقة رصد لها جهد في تقدير خصائص المقذوف أو زاوية الرؤية أو أي شيء يتعلق ببنية الطائرة. قد أحاول تجميعها لاحقًا ، لكن لم يكن لدي الوقت بعد لأنها قائمة طويلة جدًا! افترضت معظم قياسات الميل نفاثة موحدة للقبعة العلوية ، والتي نعرف الآن أنها ليست نموذجًا جيدًا.

في رأيي غير الخبير ، تبدو النتائج اللاحقة أكثر إثارة للاهتمام. مع ملاحظات راديو قياس التداخل الأساسية طويلة جدًا حتى 230 يومًا بعد الاندماج ، Mooley وآخرون. (2018) يدعي أنه في حين أن انبعاث الراديو المبكر كان مدعومًا من الشرنقة العريضة لطائرة نفاثة منظمة ، فإن الانبعاثات اللاحقة تهيمن عليها طائرة ضيقة وحيوية. كانت هناك طائرة نفاثة ناجحة ، لذلك كنا قد رأينا شيئًا مثل انفجار أشعة جاما القصيرة المنتظمة على المحور. لقد قدروا أن زاوية فتح التدفق هي ، وأننا نراها بزاوية مقدارها. مع الأشعة السينية والأرصاد الراديوية لـ 359 يومًا ، Troja وآخرون. (2018) تقدير (طي في قيود موجة الجاذبية أيضًا) أن زاوية الرؤية ، وأن عرض طائرة Gaussian المهيكلة سيكون.

ثابت هابل واختلال المحاذاة

غيدورزي وآخرون. (2017) حاول تشديد قياس ثابت هابل باستخدام ملاحظات الراديو والأشعة السينية. تفترض النمذجة الخاصة بهم طائرة موحدة ، والتي لا تبدو كخيار مفضل حاليًا [citation note] ، لذلك هناك بعض عدم اليقين القائم على النموذج ليتم تضمينها هنا. بالإضافة إلى ذلك ، من غير المرجح أن تتماشى الطائرة تمامًا مع الزخم الزاوي المداري ، مما قد يضيف درجتين أكثر من عدم اليقين.

يعمل Mandel (2018) بطريقة أخرى ويستخدم تقدير ثابت Hubble الأخير لمسح الطاقة المظلمة لربط زاوية المحاذاة الخاطئة بأقل من ، والتي (بشكل غير مفاجئ) تتفق جيدًا مع النتيجة التي حصلنا عليها باستخدام قيمة Planck. فينستاد وآخرون. (2018) يستخدم مسافة اللمعان من Cantiello وآخرون. (2018) [citation note] باعتباره (Gaussian) سابقًا لتحليل إشارة موجة الجاذبية ، والحصول على محاذاة غير صحيحة (حيث تكون الأخطاء هي عدم اليقين الإحصائي وتقدير الخطأ المنهجي من معايرة الانفعال).

هوتوكيزاكا وآخرون. (2018) استخدم نتائج الميل من Mooley وآخرون. (2018) [citation note] (جنبًا إلى جنب مع العينات اللاحقة المحدثة من ورقة الخصائص GW170817) لاستنتاج قيمة (اقتباس متوسط ​​و 68٪ فاصل زمني متماثل موثوق به). يؤدي استخدام نماذج نفاثة مختلفة إلى تغيير قيمتها بالنسبة لثابت هابل قليلاً ، فإن اختيار الدوران السابق لا يتغير (نظرًا لأننا نحصل بشكل أساسي على جميع معلومات الميل من ملاحظاتهم الراديوية). لا تزال النتائج متوافقة مع Planck و SH0ES ، لكنها أقرب إلى قيمة Planck.

تم الاستدلال على التوزيع الاحتمالي الخلفي لثابت هابل من GW170817 باستخدام موجات الجاذبية فقط (GWs) ، وقابلة للطي في نماذج لنموذج قانون الطاقة النفاث (PLJ) ​​والملاحظات الراديوية لقياس التداخل الأساسي الطويل جدًا (VLBI). الخطوط المتماثلة تحدد فترات 68٪. العصابات الملونة هي قياسات من الخلفية الكونية الميكروية (بلانك) والمستعرات الأعظمية (SH0ES). الشكل 2 من Hotokezaka et al. (2018)

ضوان وآخرون. (2019) استخدم القياس الضوئي للنطاق العريض للكيلونوفا لتقدير زاوية الملاحظة كـ. الجمع بين هذا والنتائج من ورقة هابل الثابتة التي عثروا عليها.

خصائص NGC 4993

في الورقة السابقة GW170817 استخدمنا خصائص المكون لـ NGC 4993 من Lim وآخرون. (2017): كتلة نجمية وكتلة هالة من المادة المظلمة ، حيث نستخدم قيمة بلانك (لكن الاستنتاجات متشابهة باستخدام قيمة SH0ES لهذا الغرض).

بلانشارد وآخرون. (2017) تقدير كتلة نجمية بحوالي. إنهم ينظرون أيضًا إلى تاريخ تشكل النجوم ، 90٪ تشكلت في الماضي ، ومتوسط ​​العمر النجمي الموزون بالكتلة هو. من هذا استنتجوا أن وقت تأخير الاندماج -. من هذا ، وبافتراض أن النظام وُلد بالقرب من موقعه الحالي ، فإنهم يقدرون أن المستعر الأعظم ينطلق نحو النهاية الأدنى لتقديراتنا. هم يستخدمون .

انا وآخرون. (2017) أوجد متوسط ​​كتلة نجمية - ومتوسط ​​العمر النجمي أكبر من حوالي. كما أنها تعطي تقديرًا لمسافة اللمعان ، والتي تتداخل مع تقديرنا لموجة الجاذبية. & # 8217m لست متأكدًا من قيمة استخدامهم.

ليفان وآخرون. (2017) تشير إلى وجود كتلة نجمية حولها. وجدوا أن 60٪ من النجوم بالكتلة أكبر من وأن أقل من 1٪ هي أقل من العمر. يحتوي الشكل 5 على بعض المعلومات حول احتمالية حدوث ركلات مستعر أعظم ، وخلصوا إلى أنه ربما كان صغيرًا ، لكن لا تقم بتحديد ذلك. هم يستخدمون .

حرمان وآخرون. (2017) تجد. لقد قاموا بحساب متوسط ​​العمر النجمي الموزون بالكتلة والحد الأدنى المحتمل لعمر GW170817 & # 8217s لنظام المصدر. هم يستخدمون .

طروادة وآخرون. (2017) العثور على كتلة نجمية ، وتقترح مجموعة نجمية قديمة من العمر.

يفترض Ebrová & amp Bílek (2018) مسافة وإيجاد كتلة هالة تبلغ. يقترحون أن NGC 4993 قد ابتلعت مجرة ​​أصغر من النوع المتأخر في مكان ما بين وما قبل ، على الأرجح منذ ذلك الحين.

يبدو أن الإجماع هو أن السكان النجميين هم من كبار السن (وليس الكثير). لحسن الحظ ، استنتاجات GW170817 Progenitor Paper قوية جدًا لأوقات التأخير الأطول مما يبدو محتملاً.

تنظر ورقتان أخريان إلى مسافة المجرة:

    اجمع بين قياس الانزياح الأحمر من MUSE وتقدير المستوى الأساسي بناءً على ملاحظات هابل للحصول على مسافة. استخدم ملاحظات هابل لتقدير المسافة باستخدام تقلبات سطوع السطح. يحصلون على مسافة. وهذا يعني أن قيمة ثابت هابل هي.

تتوافق القيم مع تقديراتنا لموجة الجاذبية.

مصير البقية & # 8217s

لا يمكننا أن نكون متأكدين مما حدث لبقية الاندماج من ملاحظات موجات الجاذبية وحدها. ومع ذلك ، فإن الملاحظات الكهرومغناطيسية تعطي بعض التلميحات هنا.

إيفانز وآخرون. (2017) يجادل بأن عدم اكتشافهم للأشعة السينية عند المراقبة باستخدام Swift و NuSTAR يشير إلى عدم وجود بقايا نجم نيوتروني في هذه المرحلة ، مما يعني أننا يجب أن نكون قد انهارنا لتشكيل ثقب أسود بحلول 0.6 يوم بعد الاندماج. هذا ليس مقيدًا للغاية من حيث الطرق المختلفة التي يمكن أن تنهار بها البقايا ، لكنه يستبعد بقايا نجم نيوتروني مستقر. لم تكتشف MAXI أيضًا & # 8217t أي أشعة سينية بعد 4.6 ساعات من الاندماج (Sugita وآخرون. 2018).

يأخذ بوللي وكومار وأمبير ويلر (2017) في الاعتبار ملاحظات الأشعة السينية للشفق اللاحق. لقد حسبوا أنه إذا كانت البقية عبارة عن نجم نيوتروني مفرط الكتلة وله مجال مغناطيسي كبير ، فإن اللمعان المبكر (10 أيام بعد الاندماج) سيكون أعلى بكثير (ويمكننا أن نتوقع أن نرى اندفاعات مغناطيسية). لذلك ، يعتقدون أنه من المرجح أن تكون البقية عبارة عن ثقب أسود. ومع ذلك ، Piro وآخرون. (2018) يشير إلى أنه إذا هيمنت الخسائر الناتجة عن انبعاث موجات الجاذبية على التدوير لأسفل لبقايا النجم النيوتروني ، بدلاً من الانبعاث الكهرومغناطيسي ، فإن السيناريو لا يزال قابلاً للتطبيق. يجادلون بأن توهج الأشعة السينية الذي تم تحديده مبدئيًا والذي شوهد بعد 155 يومًا من الاندماج ، يمكن أن يكون دليلاً على تبديد المجال المغناطيسي الحلقي للنجم النيوتروني.

كاسين وآخرون. (2017) استخدم المكون الأحمر المرصود للكيلونوفا للقول بأن البقايا لابد أن تكون قد انهارت إلى ثقب أسود في. سوف يشع النجم النيوتروني المقذوف بالنيوترينوات ، ويخفض الكسر النيوتروني ويجعل المقذوف أكثر زرقة. نظرًا لأنه أحمر ، يجب أن يكون تدفق النيوترينو مغلقًا ، ويجب أن يكون النجم النيوتروني قد انهار. نحن في حالة ب في الشكل أدناه.

رسم كاريكاتوري لمكونات مختلفة للمادة المنبعثة من اندماجات النجوم النيوترونية. تُظهر الألوان الحمراء عناصر عملية r كثيفة والألوان الزرقاء تضيء عناصر عملية r. يوجد ذيل مدّي من مادة تشكل طوقًا في المستوى المداري ، ورياح كروية تقريبًا من قرص التراكم ، والمواد محشورة في الأسباب القطبية أثناء الاصطدام. في الحالة a ، لدينا نجم نيوتروني طويل العمر ، ويؤدي تشعيع النيوترينو الخاص به إلى قذف أزرق. في حالة ب انهار النجم النيوتروني ، وقطع تدفق النيوترينو. في حالة ج ، يوجد اندماج بين نجم نيوتروني وثقب أسود ، وليس لدينا المادة القطبية من الاصطدام. الشكل 1 لكاسن وآخرون. (2017) انظر أيضًا الشكل 1 من Margalit & amp Metzger (2017).

عاي وآخرون. وجد (2018) أن هناك بعض زوايا مساحة المعلمة لبعض معادلات الحالة التي يكون فيها نجم نيوتروني طويل العمر ممكنًا ، حتى مع مراعاة الملاحظات. لذلك ، يجب أن نظل منفتحين.

Margalit & amp Metzger (2017) و Bauswein وآخرون. (2017) لاحظ أن المقدار الكبير نسبيًا من المقذوفات المستنتج من الملاحظات [citation note] يسهل شرحه عندما يكون هناك تأخير (وفقًا للمقاييس الزمنية). يصعب حل هذا إلا إذا كانت نصف قطر النجم النيوتروني صغيرة (). يشتق Metzger و Thompson & amp Quataert (2018) كيف يمكن حل هذا التوتر إذا كانت البقية عبارة عن نجم مغناطيسي سريع الدوران مع عمر -. ماتسوموتو وآخرون. (2018) ، يشير إلى أن الانبعاث البصري يتم تشغيله بواسطة النفث والمواد المتراكمة على الجسم المركزي ، بدلاً من تسوس عملية r ، وهذا يسمح بكميات أصغر بكثير من المقذوفات ، والتي يمكن أن تحل المشكلة أيضًا. يقترح Yu & amp Dai (2017) أن التراكم على نجم نيوتروني طويل العمر يمكن أن يشغّل الانبعاث ، ولن يتطلب سوى عتامة واحدة للقذف. لي وآخرون. (2018) طرح نظرية مماثلة ، بحجة أن كلاً من كتلة المقذوفات العالية والعتامة المنخفضة هما مشكلتان لتفسير عملية r القياسية ، لكن الرجوع إلى نجم نيوتروني يمكن أن ينجح. ومع ذلك ، مارغوتي وآخرون. (2018) يقول إن انبعاثات الأشعة السينية التي يتم تشغيلها بواسطة محرك مركزي غير مرغوب فيها في جميع الأوقات.

في الختام ، يبدو من المحتمل أننا انتهى بنا الأمر بثقب أسود ، وكان لدينا نجم نيوتروني غير مستقر لفترة قصيرة بعد الاندماج ، لكنني لا أعتقد أنه & # 8217s حتى الآن استقرت على المدة التي استغرقها هذا.

نظر Gill و Nathanail و amp Rezzolla (2019) في المدة التي سيستغرقها إنتاج الكمية المرصودة من المقذوفات والكميات النسبية للقذف الأحمر والأزرق ، بالإضافة إلى وقت التأخير بين قياس موجة الجاذبية للاندماج والمراقبة من انفجار أشعة غاما ، لتقدير المدة التي استغرقتها البقايا للانهيار إلى ثقب أسود. وجدوا مدى الحياة.

نجمتان

قد لا يكون لدينا نجمان نيوترونيان لهما نفس معادلة الحالة إذا كان بإمكانهما المرور بمرحلة انتقالية. سيكون هذا نوعًا ما إذا كان أحدهما مكونًا من أعشاب من الفصيلة الخبازية الزغبية ، والآخر مصنوعًا من أعشاب من الفصيلة الخبازية المحمصة اللزجة: لهما نفس المكون ، ولكن في أحدهما نوع المادة قد تغير ، مما يعطيها خصائص فيزيائية مختلفة. يمكن أن تتكون النجوم النيوترونية القياسية من مادة هادرونيك ، مثل النواة العملاقة ، ولكن يمكن أن يكون لدينا نوع آخر حيث تنقسم الهادرونات إلى الكواركات المكونة لها. لذلك يمكن أن يكون لدينا نجمان نيوترونيان لهما كتل متشابهة ولكن مع معادلات حالة مختلفة تمامًا. يشار إلى هذا باسم سيناريو النجمة المزدوجة. غالبًا ما تتم مناقشة النجوم الهجينة التي لها نوى كواركية محاطة بطبقات خارجية هادرونيك في هذا السياق.

معادلة حالة النجم النيوتروني

لقد استكشفت العديد من الأوراق ما يمكننا استنتاجه حول طبيعة مادة النجوم النيوترونية ™ من الموجات الثقالية أو الملاحظات الكهرومغناطيسية التي تلتئم النجم النيوتروني. إنها مشكلة صعبة للغاية. فيما يلي بعض التحقيقات في أنصاف أقطار النجوم النيوترونية وتشوهات المد والجزر التي تبدو متوافقة مع نصف القطر المستنتج في ورقة معادلة الحالة GW170817.

بوسوين وآخرون. (2017) يجادل بأن كمية المقذوفات المستنتجة من كيلونوفا أكبر من أن يحدث انهيار سريع لثقب أسود [citation note]. باستخدام هذا ، قدروا أن نصف قطر نجم نيوتروني غير دوار له نصف قطر على الأقل. ويقدرون أيضًا أن نصف قطر أقصى كتلة للنجم النيوتروني غير الدوار يجب أن يكون أكبر من. قام Köppel و Bovard و amp Rezzolla (2019) بحساب تحليل مشابه ومحدث ، باستخدام نهج جديد يلائم الكتلة القصوى للنجم النيوتروني ، ووجدوا أن نصف قطر أكبر من ، و for أكبر من.

أنالا وآخرون. (2018) تجمع بين قياسنا الأولي لتشوه المد والجزر ، مع قبعة المتطلبات ، تدعم معادلة الحالة نجمًا نيوترونيًا (والذي يجادلون أنه يتطلب تشوه المد والنجم النيوتروني على الأقل). يجادلون بأن الشرط الأخير يشير إلى أن نصف قطر النجم النيوتروني على الأقل وأن الأول أقل من.

راديس وآخرون آل. (2018) يجمع بين ملاحظات كيلونوفا (مقدار القذف المستنتج) مع قياسات موجات الجاذبية للكتل لوضع قيود على تشوه المد والجزر. من خلال عمليات المحاكاة الخاصة بهم ، يجادلون بأنه لتفسير المقذوفات ، يجب أن يكون التشوه المد والجزر المشترك بلا أبعاد. يتوافق هذا مع النتائج الواردة في ورقة الخصائص GW170817 ، ولكنه سيقضي على الذروة الرئيسية للتوزيع التي استنتجناها من موجات الجاذبية وحدها. ومع ذلك ، Kuichi وآخرون. يوضح (2019) أنه من الممكن الحصول على المقذوفات المطلوبة لتشوهات المد والجزر الأصغر ، اعتمادًا على افتراضات حول الحد الأقصى لكتلة النجم النيوتروني (تسمح الكتل الأكبر بتشوهات أصغر في المد والجزر) عدم تناسق المكونات الثنائية.

يقوم Lim & amp Holt (2018) بإجراء بعض حسابات معادلة الحالة. وجدوا أن طريقتهم الخاصة (نظرية الفعالية اللولبية) تتوافق بالفعل جيدًا مع تقديرات الحد الأقصى لكتلة النجم النيوتروني وتشوهات المد والجزر. وهو جميل. باستخدام نماذجهم ، توقعوا أن كتلة غرد GW170817 & # 8217s.

يجادل Raithel و Özel & amp Psaltis (2018) بأن f أو كتلة غرد معينة ، ليست سوى وظيفة ضعيفة للكتل المكونة ، وتعتمد في الغالب على نصف القطر. لذلك ، من قيمتنا الأولية المستنتجة ، وضعوا حدًا أعلى بنسبة 90٪ على نصف قطر.

معظم وآخرون. (2018) النظر في مجموعة واسعة من المعادلات المعلمة للحالة. لقد اعتبروا كلاً من معادلة هادرونيك (المكونة من جسيمات مثل النيوترونات والبروتونات) للحالات ، وتلك التي تخضع فيها لتحولات الطور (مع اقتحام الهادرونات إلى كواركات) ، مما قد يعني أن للنجمين النيوترونيين خصائص مختلفة تمامًا [ملاحظة استشهاد] . يتم فرض عدد من القيود المختلفة لإعطاء مجموعة مختارة من نطاقات نصف القطر المحتملة. الجمع بين شرط أن النجوم النيوترونية يمكن أن تصل إلى (Antoniadis وآخرون. 2013) ، الحد الأقصى لكتلة النجم النيوتروني التي استنتجها Margalit & amp Metzger (2017) ، الحد الأعلى لموجة الجاذبية الأولية لتشوه المد والجزر والحد الأدنى من Radice وآخرون آل. (2018) ، قدروا أن نصف قطر النجم النيوتروني هو - لمعادلة هادرونيك للحالة. بالنسبة لمعادلة الحالة مع انتقال الطور ، فإنهم يفعلون نفس الشيء ، ولكن بدون تشوه المد والجزر من Radice وآخرون آل. (2018) ، وإيجاد نصف قطر نجم نيوتروني هو -.

باشاليديس وآخرون. (2018) نظر بمزيد من التفصيل في معادلات الفكرة للحالة مع انتقالات طور الهادرون والكوارك ، وإمكانية أن يكون أحد مكونات مصدر GW170817 & # 8217s هو نجم هادرون-كوارك. وجدوا أن القياسات الأولية للمد والجزر تتوافق مع هذا.

بورغيو وآخرون. (2018) استكشف كذلك إمكانية أن يكون للمكونين الثنائيين خصائص مختلفة. لقد اعتبروا أن هناك تحولًا في طور الهادرونات والكوارك ، وأيضًا أن أحد النجوم هو هادرونيك والآخر هو نجم كوارك (مكون من كواركات مفككة ، بدلاً من تلك المعبأة داخل الهادرونات). تشير ملاحظات الأشعة السينية إلى أن النجوم النيوترونية لها أنصاف أقطار في النطاق - في حين أن معظم أنصاف الأقطار التي تم استنتاجها لمكونات GW170817 & # 8217s أكبر. تجادل هذه الورقة بأنه يمكن حل هذا الأمر إذا كان أحد مكونات مصدر GW170817 & # 8217 هو نجم هادرون-كوارك هجين أو نجم كوارك.

دي وآخرون. (2018) إجراء تحليلهم الخاص لإشارة الجاذبية ، مع مجموعة متنوعة من المقدمات المختلفة على الكتل المكونة. يفترضون أن النجمين النيوترونيين لهما نفس نصف القطر. في ورقة معادلة الحالة GW170817 ، وجدنا أن الاختلاف يمكن أن يصل إلى حوالي ، وهو ما أعتقد أنه يجعل هذا تقريبًا جيدًا ، انظر Zhao & amp Lattimer (2018) إلى هذا بمزيد من التفصيل. في حدود التقريب ، قدروا أن نصف قطر مشترك للنجوم النيوترونية -.

مالك وآخرون. (2018) استخدم الحد الأعلى الأولي لموجة الجاذبية على تشوه المد والجزر والحد الأدنى من Radice وآخرون آل. (2018) بالاقتران مع عدة معادلات للحالة (محسوبة باستخدام حقل المتوسط ​​النسبي ووصفات Skyrme Hartree-Fock ، والتي تبدو لذيذة). بالنسبة للنجم النيوتروني ، فإنهم يحصلون على تشوه في المد والجزر في النطاق - ونصف القطر في النطاق -.

يقوم Radice & amp Dai (2018) بإجراء تحليلهما الخاص لبيانات موجات الجاذبية الخاصة بنا (باستخدام binning النسبي) ودمجها مع تحليل الملاحظات الكهرومغناطيسية باستخدام نماذج لقرص التنامي. وجدوا أن نصف القطر المساحي لـ a يساوي. تتوافق هذه النتائج جيدًا مع نتائجنا ، حيث يؤدي تضمينها للبيانات الكهرومغناطيسية إلى دفع نتائجها المجمعة نحو قيم أكبر لتشوه المد والجزر.

مونتانا وآخرون. (2018) ضع في اعتبارك سيناريوهات النجمة المزدوجة [citation note] حيث يكون لدينا نجم نيوتروني منتظم ونجم هادرون كوارك هجين. وجدوا البيانات متوافقة مع النجم النيوتروني - النجم النيوتروني ، النجم النيوتروني - النجم الهجين أو النجم الهجين - النجم الهجين. جدولهم II عبارة عن مجموعة مفيدة من النتائج لنصف قطر نجم نيوتروني ، بما في ذلك إمكانية انتقالات الطور.

كوغلين وآخرون. (2018) استخدم نتائج LIGO-Virgo الخاصة بنا ودمجها مع قيود مراقبة كيلونوفا (جنبًا إلى جنب مع النوبات إلى المحاكاة العددية) وانفجار أشعة جاما. تعطي الملاحظات الكهرومغناطيسية بعض المعلومات الإضافية عن تشوه المد والجزر ونسبة الكتلة والميل. يستخدمون التقريب بأن النجوم النيوترونية لها أنصاف أقطار متساوية. وجدوا أن تشوه المد والجزر له فاصل 90٪ - ونصف قطر النجم النيوتروني -.

يستخدم Zhou و Chen & amp Zhang (2019) بيانات من تجارب مصادم الأيونات الثقيلة ، والتي تقيد خصائص مادة الكثافة النووية ™ في أحد طرفي الطيف ، ووجود النجوم النيوترونية ، وقيود ورقة معادلة الحالة GW170817 الخاصة بنا على تشوه المد والجزر لتحديد أن نصف قطر النجم النيوتروني -.

يستخدم Kumar & amp Landry (2019) قيود ورقة معادلة الحالة GW170817 ، ويجمع هذه القيود الكهرومغناطيسية للحصول على قياس شامل لتشوه المد والجزر. يستخدمون ملاحظات مفخخة الأشعة السينية من أوزيل وآخرون. (2016) التي تعطي قياسات الكتلة ونصف القطر ، وترجمتها باستخدام العلاقات العالمية. النتيجة الإجمالية هي تشوه المد والجزر لنجم نيوتروني.

يقدّر جامبا وقرأ وأمبير وايد (2019) الخطأ المنهجي في نتائج ورقة معادلة الحالة GW170817 لنصف قطر النجم النيوتروني والتي ربما تم تقديمها من افتراضات حول معادلة الحالة القشرة & # 8217s. وجدوا أن الخطأ يمكن أن يكون (حوالي 3٪).


الملخص والمفردات

يتم استخدام نصف عمر النظير لوصف المعدل الذي يتحلل فيه النظير ويصدر إشعاعًا. باستخدام نصف العمر ، من الممكن التنبؤ بكمية المواد المشعة التي ستبقى بعد فترة زمنية معينة. ( م) - تم استخدام 14 إجراءً لتحديد عمر القطع الأثرية العضوية. نصف عمرها حوالي 5700 سنة.

  • إشعاع الخلفية: الإشعاع الذي يأتي من مصادر بيئية بما في ذلك قشرة الأرض والغلاف الجوي والأشعة الكونية والنظائر المشعة. هذه المصادر الطبيعية للإشعاع مسؤولة عن أكبر كمية من الإشعاع يتلقاها معظم الناس.
  • نصف الحياة: نصف عمر مادة مشعة هو الفترة الزمنية المطلوبة لكي تتحلل كمية من المواد إلى نصف قيمتها الأصلية.


شاهد الفيديو: توني روبنز أفضل 10 قواعد للنجاح -فيديو تحفيزيمترجم (شهر اكتوبر 2021).