Astronomi

Bir nötron yıldızı beyaz cüce ile birleşirse ne olur?

Bir nötron yıldızı beyaz cüce ile birleşirse ne olur?



We are searching data for your request:

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

Nötron yıldızı birleşmelerini ve beyaz cüce birleşmelerini duyduk. Ama bir nötron yıldızının beyaz bir cüceyle birleşmesi neyle sonuçlanır? Benzer bir süper/kilonova olur mu, bunun örnekleri var mı ve kalan/birleşme ne olurdu?


  • Yoğunluk arttıkça sıcaklık da artar. değil artırmak
  • Sonunda yeterince yüksek yoğunlukta karbon-oksijen yanmasını ateşler
  • Bu, ısı üretmeye başlar, ancak çökmeyi yavaşlatmak için ek bir basınç oluşturmaz.
  • Ekstra ısı, daha fazla füzyona yol açar, bu da daha fazla ısıya yol açar.
  • Hafif elementlerin Demir ve Nikel'e Füzyon
  • Beyaz cüce patlatır ve tamamen bozar. Tip Ia Süpernova.

Tip Ia Süpernova geride hiçbir kalıntı bırakmaz ve Evrendeki Demirin çoğunun üretiminden sorumlu olabilir.


Nötron yıldızları, son derece güçlü yerçekimi kuvveti tarafından bir arada tutulur. Yıldızın bir parçası kaldırılıp tek başına bırakılsaydı ne olurdu?

Aynı soru bir beyaz cüce parçası için mi?

Bu alanda eğitim görmeden sadece tahmin yürütebilirim ama muhtemelen bir tür patlama olduğunu söyleyebilirim. Bir beyaz cücede elektronların çoğunun yüksek kinetik enerjiye sahip olduğunu biliyorum. wikipedia'dan:

Dejenere olarak adlandırılan elektronların bu durumu, beyaz bir cücenin sıfır sıcaklığa kadar soğuyabileceği ve yine de yüksek enerjiye sahip olabileceği anlamına geliyordu. Bu sonucu elde etmenin bir başka yolu da belirsizlik ilkesini kullanmaktır: beyaz cücedeki elektronların yüksek yoğunluğu, konumlarının nispeten yerel olduğu ve momentumlarında karşılık gelen bir belirsizlik yarattığı anlamına gelir. Bu, bazı elektronların yüksek momentuma ve dolayısıyla yüksek kinetik enerjiye sahip olması gerektiği anlamına gelir.[38][40]

Beyaz cücenin sıkıştırılması, belirli bir hacimdeki elektron sayısını artıracaktır. Pauli dışlama ilkesini veya belirsizlik ilkesini uygulayarak, bunun elektronların kinetik enerjisini artıracağını ve basınca neden olacağını görebiliriz.[38][41] Bu elektron dejenerasyon basıncı, beyaz cüceyi yerçekimi çöküşüne karşı destekleyen şeydir. Sadece yoğunluğa bağlıdır, sıcaklığa değil. Dejenere madde nispeten sıkıştırılabilir, bu da yüksek kütleli bir beyaz cücenin yoğunluğunun, düşük kütleli bir beyaz cüceninkinden çok daha büyük olduğu ve kütlesi arttıkça beyaz cücenin yarıçapının azaldığı anlamına gelir.[1]

Malzemeden basıncın kaldırılmasının, madde şiddetle genişledikçe ve yüksek enerjili elektronlar diğer parçacıklara koşarken büyük bir enerji salınımı ile sonuçlanacağını varsayıyorum.

Nötron yıldızlarına gelince, aşırı basınç kaldırıldığında nötron bozunmasına ek olarak benzer bir şey beklerdim.


30 &ldquoJournal Club – Beyaz Cüceler Çarpıştığında&rdquo yanıtları

Kozmolojiyi biraz etkilediği için fizikle sadece belli belirsiz ilgileniyorum. (Ama çok fazla değil, konuyla ilgili IIRC UT makaleleri.)*

Ancak bilim arka planı ilgilendirir. Evet, tahmine dayalı, test edilebilir her şeyin kanıt olduğunu söyleyebilirim, yalnızca teorik bir bağlantı olmadan sonuçları tanımlayan ad hoc'lara kadar. Başka bir şey yoksa, burada olduğu gibi, olasılıkları birbirine karşı koymak için kullanılabilir.

Bununla birlikte, model teoriden ne kadar çok çıkarılırsa, bu hataya eğilimlidir.

Burada yapılanlar nispeten sağlam olsa da, benim kişisel tahminim. Yıldızlar ikili dosyalar oluşturmayı sever ve benim izlenimim (ki bu kolayca yanlış olabilir), bu sistemlerin eşit kütleli yıldızlara göre ağırlıklandırıldığıdır. Bunlar beyaz cüce ikili dosyalarına dönüşebilir.

Benzer şekilde, yakındaki yıldızların, özellikle evrimleşen ve dolayısıyla kütle değiştiren yıldızların yeterince sık çarpıştığı izlenimini edindim (yine literatüre dayalı değil).

Eğer öyleyse, temel teori ile gevşek bir bağlantı vardır. Ve eğer gerçekten senaryo tabanlı bir modelse, bir teorinin kapsayacağı olasılıkları tüketmeye çalışırken başka bir bağlantı kurar.
————————
* Günlük kulübü gönderisi için önerim, bu konuda geç/en son bir incelemedir, çünkü buna çok yakışır.

Benim kabataslak tarih anlayışım, güneş sisteminin Aristotelesçi yer merkezli modellerinin (episikller vb. ile) aslında erken gözlemsel verilere erken güneş merkezli modellerden daha iyi uyduğunu gösteriyor – ta ki Kepler gezegen yörüngelerinin dairesel değil eliptik olduğunu gösterene kadar. Sanırım modellerle çalışmanın karmaşıklığının bir örneği.

Evet – bu yazarlar, bu yeni yaklaşımın standart mumlar olarak SN1ae için büyük bir sorun olduğunu düşünmediler (yine de neden tüm bunlar hakkında iyi bir incelemeye rastlamadım & – ve hayır gerçekten açıklamadılar. . Öneriler?)

Tarihsel vaka incelemelerine bakmak konuyu geçiştirir. Biri için diğer bilim fikirlerini kullandılar. Ve bu durumda birçok dış endişe ve yineleme vardı.

Ancak bu, modern bir ortamda adil bir örnek, yerçekimi veya güneşe karşı jeosantrik seçimin neyi gerektirdiğine bakmadan ne kadar basit bir model.

Deterministik veya istatistiksel modellemede, daha fazla serbestlik derecesi kullanmak daha iyi bir uyum sağlayacaktır. Bu modeller çoğu zaman tutumluluk temelinde reddedilir. Böylece Kepler tipi model kazanır.

[Bir yana, bu konuda hiçbir şey bilmediğim için, veri uyumu ile ilgili helio-yeosentrik meselesi hakkında bir şey söyleyemem. Bu iddiayı sık sık duyarsınız, ancak hiçbir zaman atıfta bulunulmaz.

Vikipedi'yi araştırırken, benzer modeller arasında hiçbir zaman bir karşılaştırma yapılmadığı açıktır. En iyi ihtimalle Ptolemy'nin ‘equant’ dış tekerlemeleri, Kopernik'in ’ ‘true’ dış tekerlemeleriyle karşılaştırıldı.

Dediğim gibi, tarihsel veri kazmaktan uzak durmak daha iyidir. Özellikle burada bir halk masalının tüm belirtileri var.]

Ne yazık ki incelemede öneri yok.

Başlığı okudum ve Dopey ve Grumpy'nin kafa kafaya çarpışmış olabileceğini düşündüm.

Kozmoloji açısından bu aslında hoş karşılanmıyor. Bir eşlik eden yıldızdan kütle çeken tek bir beyaz cüce yıldız, patlama için kesin bir devrilme noktasına ulaşır. Beyaz cücelerin birleşmesi, birleşmiş kütle Chandrasekhar sınırının ötesinde olduğu için benzer şekilde patlayacaktır, ancak güneş kütlesinin önemli bir yüzdesi ile bunun üzerinde olabilir. Bu, filtrelenmesi gereken “detektördeki gürültüyü” oluşturur.

Süper Chandrasekhar kütlesi Type1as – örn. http://www.lbl.gov/Science-Articles/Archive/Phys-weird-supernova.html –, 1,4'ten fazla güneş kütlesine sahip olmasının temel göstergesi, görünüşe göre Nikel-56'dır.

Hızlı dönen bir WD ayrıca yavaş dönen bir WD'den daha yüksek bir Chandrasekhar kütle sınırına sahip olmalıdır.

Öte yandan, modelleme, çok fazla kütlenin bir WD yıldızına bir süpernovanın gerçekleşmesine izin vermek için çok fazla bağlanma enerjisi verdiğini ileri sürer (yani, patlamayı içerir ve sadece boyut olarak şişer). Dolayısıyla, çarpışma veya kütle artışı yoluyla bir SN1a'nın mümkün olduğu yalnızca küçük bir pencere vardır.

Dolayısıyla değişkenlik biraz can sıkıcı ama mevcut kozmolojik modele ciddi bir şekilde meydan okumak için yeterli olduğunu düşünmüyorum.

Hatırlatma için teşekkürler! Süpernova modellemesi kesin ve kuru bir konu değildir [bu hatalar için yer] ve bildiğim kadarıyla yerleşik bir alan değil. Ama en azından bunda standart mumlar için umut var.

Chandrasekhar limiti, S-modlu küresel simetriye sahip birinci dereceden modeldir. Açısal momentumun her şeyi etkileyeceği her zaman açıktı ve çöküş şimdi çift kutuplu veya baskın bir P-moduna sahip. Bunun standart S-sınırını ne kadar rahatsız ettiğinden emin değilim. İki WD'nin birleşmesi daha yüksek dereceli modlara sahip olacak ve 1,4 milyonun oldukça üzerinde bir net kütle içerebilir.. Belki kütle 1.4M_'den çok daha büyükse Ni-56'ya C-O füzyonunun enerjisi e-e^+ çiftlerinin üretimine girer ve enerji daha fazla serbestlik derecesi üretmek için tüketilir. Enerji daha sonra daha yavaş salınabilir.

Dürüst olmak gerekirse, bir birleşme senaryosunun, 1,4 milyon sınırının önemli ölçüde üzerinde etkili bir chandrasekhar sınırına sahip, aşırı dönen bir birincil dışında nasıl bir şeyle sonuçlanabileceğini anlayamıyorum.

Belirli bir zaman ve bir yığılma diski ile manyetik etkileşim yoluyla bir miktar açısal momentum yayabilir ve çöküşü başlatabilir, ancak o zaman çöküş hemen bir dönüşle karşılanacaktır. Bu, WD dönme ile yarı kararlı iken ateşlemenin gerçekleştiğini gösterebilir.

Tüm bunların sırrı, 1.41 ila 1.45 güneş kütlesi olan Chandresaker sınırına çok yakın olan beyaz cücelerin sayısıdır. SNI'nin ataları, ilk etapta çöküşe neden olmak için bu sınırı aşabilmelidir, Anladığım kadarıyla beyaz cücenin birleşmesi, sınırın aşılmasını kolayca açıklıyor, ancak sorun, bu tür iki yıldızı yeterince yakınlaştırmak (yerçekimi enerjilerini kaybetmek) çözülmesi gereken en büyük sorundur.
Devrilme noktası aralığı çok daha dar olsa da, kırmızı dev/beyaz cücenin hala geçerli olduğunu düşünüyorum. yani Yüzlerce güneş kütlesinden birkaçı. Maddenin sıradan bir yıldızdan beyaz cüceye kütle transferi de mümkündür, ancak bu da beyaz cücenin devrilme noktasında olduğunu varsayar.

Tüm senaryolar arasında SNI atalarının çeşitli alt kategorileri olmalıdır.

Genelde değinilmeyen bir diğer nokta da beyaz cücelerin çok yavaş soğumasıyla meydana gelen değişimlerdir. Hiç şüphe yok ki, hala çekirdekten yayılan ve yoğunluğu biraz azaltan ve çökmeyi önleyen bir miktar termal enerji var. Burada devrilme noktası, soğuyan yıldızın çökecek kadar küçük bir şekilde sıkıştırıldığı yerdir. Diğer faktörler, beyaz cüce atmosferinin ve iç yıldız çekirdeğinin bileşimi olabilir. 1970'lere kadar giden bir fikir, şiddetli yıldız depremlerinin beyaz cüce boyunca bir enerji şelalesi oluşturmak için yeterli olduğu, burada sınırın sadece aşıldığı ve geri dönüşü olmayan bir çöküş noktasından başlayarak. Bu, bir anda beyaz cüceyi geçerek SN Tip 1'i oluşturur. (Burada herhangi bir yoldaş yıldıza ihtiyacınız yoktur.)

Çok nadiren duyduğum bir başka basit olasılık, büyük bir gezegen gövdesi ile beyaz bir cücenin devrilme noktasına yakın bir çarpışmasıdır. Çöküş, kütleyi sadece çökmeye neden olacak kadar artırarak (veya daha sonra çökecek olan şiddetli serbest bırakma enerjisiyle) gelebilir.

Buradaki bilgimizde önemli bir şeyi kaçırdığımızı düşünemiyorum. Beyaz cücelerin yapıları ve maddenin egzotik durumu hakkında daha fazla bir şey öğrenene kadar, bizden kaçmaya devam edecek.

Hiç şüphe yok ki, hala çekirdekten yayılan ve yoğunluğu biraz azaltan ve çökmeyi önleyen bir miktar termal enerji var.

Dejenere basınç sıcaklığa değil, sadece yoğunluğa (ve dejenere basınca neden olan parçacıkların özelliklerine, bu durumda elektronlara) bağlıdır.

Soğuk bir beyaz cüce, termal gaz basıncının veya radyasyon basıncının yeniden baskın hale geldiği sıcaklığa kadar, sıcak olanla aynı yoğunluğa sahiptir. Dolayısıyla bu konuda soğuma beyaz cüceyi küçültmez.

“A soğuk beyaz cüce, sıcak olanla aynı yoğunluğa sahiptir diyerek,...”

Üzgünüm kesinlikle hayır. (Ne kadar çılgın bir fikir! Burada küçük bir şakayla benimle dalga mı geçiyorsunuz?)

Eğer durum böyleyse, beyaz cücelerin sıcaklık belirli bir sıcaklığın altına düştüğünde bir "kabuk" ve kristalleşmeye sahip olduklarının varsayılmasını nasıl açıklarsınız?

Aslında, beyaz cüce malzemesinin (kristalize beyaz cüceleri olumsuzlayan) malzemesinin opaklığının, çok temel Kramer yasası &kappa = &kappa0'a uyduğu çok basit bir şekilde gösterilmiştir. & rho . T^-3.5

&kappa opaklık, &rho yoğunluk ve T sıcaklıktır.

Korunması gereken bu hidrostatik ve ışınımsal dengeden, beyaz cüce içindeki derinliğe bağlı olarak bu yoğunluk değişmelidir, (Ayrıca değişir ve malzemenin derinliğe karşı bileşimine bağlıdır. Yani &kappa(&rho,T)

Bu doğru DEĞİL olsaydı, beyaz cücelerin (ve hatta nötron yıldızlarının) soğuma sürelerini hesaplayamazdık.

Ayrıca Ni-56, SN I'de değil, çoğunlukla SNII'de bulunur. SNI’'lerde kalıntı yok!!

[Bütün bunları nötron yıldızları teorisiyle karıştırdığınızı düşünüyorum!]

Evet, beyaz cücenin yüzeyi dejenere değil, bu konuda haklısın. Ancak genel olarak WD dejenere bir durumdadır ve yüzey sıcaklığının toplam etkisi aşırı derecede küçüktür. Yüzey milyonlarca derece sıcak olmadıkça ve bence yüzeyin bunun altında çok hızlı soğuduğu konusunda hemfikir olabilirsiniz.

Ayrıca Ni-56, SN I'de değil, çoğunlukla SNII'de bulunur. SNI’'lerde kalıntı yok!!

SN Ia'nın ışık eğrisi esas olarak büyük miktarlarda Ni-56'nın bozunmasından güç alır, bu makalenin yorumlarında buna referansları bile görebilirsiniz. Veya wikipedia'da yazdığı gibi (kolay referans için)

Tip Ia süpernovalar, patlamadan sonra karakteristik bir ışık eğrisi (zamanın bir fonksiyonu olarak parlaklık grafiği) izler. Bu parlaklık, nikel-56'nın kobalt-56'dan demir-56'ya radyoaktif bozunmasıyla üretilir.[

Normal SN-Ia'da bir kalıntı olduğunu söylemedim (yok), ancak çökmekte olan WD'nin bir oksijen-neon-magnezyum çekirdeği içerdiği teorik bir süpernova sınıfı var. Ve bu tip, eğer olursa, patlamada bir nötron yıldızı yaratır. Var olsalar bile nadir olacaklardı, ancak teknik olarak çöken bir beyaz cüce olacaklardı.

Referanslarınızı kontrol etmeniz gerekebilir.

“Evet, beyaz cücenin yüzeyi dejenere değil, bu konuda haklısın. Ancak genel olarak WD yozlaşmış bir durumdadır ve yüzey sıcaklığının toplam etkisi son derece küçüktür. Yüzey milyonlarca derece sıcak olmadıkça ve bence yüzeyin bunun altında çok hızlı soğuduğu konusunda hemfikir olabilirsiniz.

İyi. Mükemmel. Ana düşüncemi onaylıyorsunuz. “A soğuk beyaz cücenin sıcak bir cüceyle aynı yoğunluğa sahip olduğunu gösterdiğini kabul ediyorsunuz,…” oldukça yanlış!

Demek istediğim, yoğunluklar en küçüğünden en büyüğüne kadar çok büyük beyaz cüceler arasında değişiyor.

İyi. Mükemmel. Ana düşüncemi onaylıyorsunuz. “A soğuk beyaz cücenin sıcak olanla aynı yoğunluğa sahip olduğunu gösterdiğini kabul ediyorsunuz,…” oldukça yanlış

Toplam kütlenin yaklaşık %99'u dejenere bir durumdayken, yüzeydeki ince bir kabuğun çok az etkisi vardır. Hayır, yanlış değilim.

Ve hala SNIa'nın büyük miktarlarda Ni56 üretmediğini mi iddia ediyorsunuz?

Dejenere maddedeki reaktif basınç sıcaklıktan etkilenmez, sadece yoğunluğun bir fonksiyonudur.

Beyaz cücelerdeki geniş yoğunluk aralığı, sıcaklıktan dolayı değil dejenere olduklarındandır. Dejenere madde üzerindeki kütle yükünü artırdığınızda, küçülür ve bu da yoğunlukta büyük bir artışa neden olur. En ağır beyaz cüceler, boyut olarak en küçük olanlardır ve sıcaklık bir faktör değildir.

Fermiyonlar, durumları bozonlardan farklı şekilde işgal eder. E_i enerjisi ile i. haldeki fermiyonların işgal sayısı Fermi-Dirac (FD) istatistikleri ile verilmektedir.

için ? kimyasal potansiyel. Sıfır sıcaklıktaki kimyasal potansiyel, bir Fermi yüzeyini tanımlayan fermiyonun sahip olabileceği maksimum enerjidir. kT = ?/x olacak şekilde T sıcaklığı için, bu işgal x — > ? sabit ile? e_i/? ile = 1 için bir adım fonksiyonuna yaklaşır. < 1 ve = 0, e_i/? > 1. x küçük için, bu işlev e_i/?'nin üstel bir azalan işlevi olarak görünen daha Boltzmann benzeri hale gelir.

Elbette beyaz cüce yıldızlarla ilgili komplikasyonlar vardır, ancak genellikle çökmeden sonra WD'nin sıcaklığı aşırıdır, trilyon K civarındadır. Elbette basınçlar da çok büyüktür, dolayısıyla büyük bir ? vardır, ancak istatistikler adım fonksiyonundan sapar. . Bu, özellikle yüzeye yakın maddeler için geçerli olacaktır ve WD'lerin de bir tür atmosferi vardır. WD soğudukça daha az beyaz olur ve soğuk bir WD siyah cüce olur. Elektronların tümü, benzersiz olan uygun FD durumlarında sıralanır ve durum denklemi, i'inci durum için işgal numarasının adım fonksiyonuna uyduğu bir duruma yaklaşır.

Evet, çöküş başladıktan sonra sıcaklıklar fırlayacak.

Ama ben istikrarlı koşullardan bahsediyordum. 1 Ma'lık eski bir WD, yozlaşmanın egemen olduğu iç basınçla, istikrarlı bir yozlaşmış duruma yerleşmiş olurdu. Ve çoğu normal yıldıza kıyasla yüzey sıcak olsa da, WD, yozlaşmanın kaldırılabileceği herhangi bir duruma kıyasla soğuk olacaktır.

Bir beyaz cüce trilyon K sıcak olamaz!

Trilyon K'da tüm çekirdekler, gama ışınlarının neden olduğu ayrışma ile hızla parçalanır (bu aslında 6 milyar K civarında gerçekleşir ve bu süreç, bir nötron yıldızına çöküşün başlatıcısı olarak enerji tüketir). Yeni yaratılmış bir nötron yıldızı için bir trilyon K sıcak geçerli olabilir, ancak bir WD için geçerli olmayabilir.

Milyar K sıcak mı demek istiyorsun? Gerçek SN sırasında evet, Ni56 üretildiği için bundan daha sıcak olmalıdır.

Evet, elbette, bir trilyon değil, bir milyar K'dir. Bir trilyon K, çekirdeği bir proton-nötron gazına dönüştürür.

Won'un yörünge dinamikleri, ikili birleşmelerin bazı kanıtlarını sağlar, çünkü tüm ikili sistemler sadece kafa kafaya çarpmaz (bu bazen olması gerekir), yörüngeleri bozulurken birbirlerinin etrafında dans ederler. Çift cisim gelgit etkileri üzerinde çalışmadım ama diğer cismin çekiminin yıldızın kendi iç yerçekimi basıncına karşı koyacağını varsayardım, bu da diğer yıldıza en yakın hacmin bir madde konisinde çizileceği anlamına gelirdi. çekirdeğe yakın dejenere maddeden, yoğunluğu azalan dejenere olmayan maddeye, lagrange noktasına ve sonra diğer yıldıza geri döner.

Her yıldızın döndüğü adil bir varsayımdır, bu nedenle yıldızın hacmi dejenere madde ile dejenere olmayan madde arasında dinamik olarak dalgalanır ve dönerken lagrange noktasına doğru ve geri hareket eder mi? Elbette bu dinamik, benzersiz bir gözlemlenebilir dinamik fenomene yol açacaktır. Ne olabileceğini çözecek kadar bilgili değilim ama belki düşük seviyede X-Işını emisyonlarında veya ışığın yerçekimsel kırmızıya kaymasında ortaya çıkabilir?

Ayrıca, bu dejenere olmayan madde konisi içinde ne olurdu, eğer Karbon Oksijen füzyonu yeniden başlasaydı, o zaman her bir yıldız, kaynaşmış malzeme dönmeye geri döndüğü için giderek daha yoğun hale gelir ve bu da yörüngelerinde üstel bir bozulmaya neden olur, belki de her şeyin böyle olmasının nedeni budur. aniden.

Her yıldızın döndüğü adil bir varsayımdır, bu nedenle yıldızın hacmi dejenere madde ile dejenere olmayan madde arasında dinamik olarak dalgalanır ve dönerken lagrange noktasına doğru ve geri hareket eder mi?

Bu senaryo çok güçlü bir gelgit kilidi üretecek, her iki yıldız da aynı tarafla diğerine ‘yüz’ olacak.

Bunun dışında, evet etkileşim çok karmaşık hale geliyor.

Yine de çok fazla dönme enerjileri yok mu? Bu bir pulsarın enerji kaynağı, değil mi? Bu gelgit kilidini geliştirmek, oldukça hızlı bir şekilde çok fazla enerji harcamak anlamına gelmelidir. Zaman ölçeğine bağlı olarak, bunun gözlemlenebilir etkileri olabilir.

Ya da belki kafam karıştı ve beyaz bir cücenin manyetik alanı aslında dönüşü hiçbir şeye indirgemiyor, bu yüzden gelgitlerin sadece onu geri döndürmesi gerekiyor, böylece dönüş ve dönüş periyotları eşleşiyor.

Haklısın, dönme enerjisinin dökülmesi gerekiyor.

Ancak beyaz cücelerin birleşme için yaklaşma süresi milyonlarca, hatta bazen milyarlarca yıldır. Ve buradaki gelgit kuvveti, Dünya-Ay sistemindekinden veya güneş sistemindeki gelgitle kilitlenmiş herhangi bir başka sistemdekinden çok, çok sayıda büyüklük mertebesinde daha yüksektir. Ay'ın yörüngesinde yalnızca birkaç Dünya yarıçapı ya da daha az bir yörüngede olup olmadığını ve dünyanın ve ayın her birinin güneş gibi ağırlığa sahip olduğunu hayal edin.

Bu enerji, her bir ilgili gövde içindeki sürtünme ile ısıya dönüştürülür ve bir dereceye kadar, atmosferik frenleme ve yerçekimi radyasyonu nedeniyle nihayetinde kaybedilen yörünge değişikliklerine de aktarılır.

Eminim manyetik alanların da bu konuda söyleyecekleri vardır, ancak güçlü yönlere ilişkin belirli örnekler olmadan hangi dereceye kadar olduğunu belirlemek zor ve daha iyi bir görünüm için ayrıntılı olarak simüle edilmesi gerekiyor. Birkaç milyon hatta milyarlarca yıllık yakın etkileşimin kesinlikle büyük bir etkisi olacaktır.

Gerçek birleşmeden önce çok yakın olan şey çok karmaşıktır ve simülasyonların düzgün bir şekilde temsil edilmesini gerektirir. Ancak beyaz cücelerden birinin veya her ikisinin bir madde akışına dönüşmesi noktasına kadar, gelgit kilidi son derece güçlü olacak ve her ikisini de aynı tarafla birbirine bakacak şekilde tutacak, serbest bırakma etkileri mevcut olacaktı.

Ayrıca, beyaz cücelerden biri bozulmaya başladığında, yoldaşın kütle kaybının daha az kütleli beyaz cüceyi genişleteceğini de belirtmek gerekir. Bu, dejenere maddenin doğasıdır, kütlesi ne kadar az olursa, fiziksel boyutu o kadar büyük olur, daha normal basınçlar altında maddenin tam tersi. Kaldırılan kütle ne kadar fazlaysa, daha fazla kütleyi çıkarmak o kadar hızlı ve kolay hale gelir.

Tüm iyi öneriler, ancak beyaz cüce ikili dosyalarının SN1a-ness'in eşiğine dönüşmesinin çok uzun zaman alması bekleniyor. Bu nedenle, tüm bu patlama öncesi yörünge dinamiği verilerini çekebileceğiniz bir aday sistem bulmak şu anda mümkün değil.

Bir WD'nin “dinamik olarak dejenere madde ile dejenere olmayan madde arasında dalgalanıp ve dönerken lagrange noktasına doğru ve geri hareket ettiğinden emin değilim.

Bu, Güneş birdenbire aynı kütleye, ancak birkaç büyüklük mertebesi daha fazla yoğunluğa sahip bir kara delik haline gelirse ne olacağına dair eski düşünce deneyi değil mi? Cevap şu ki, hepimiz güneş ışığı eksikliğinden öleceğiz, ancak Dünya'nın yörüngesi önemli ölçüde değişmeyecek.

Bize bir beyaz cüce yol arkadaşı ya da bir kırmızı dev seçeneği sunuldu. Bütün seçimler bunlar mı? Beyaz cüce gezegenimsi bir bulutsunun içinde oturuyor olabilir. Oldukça küresel gezegenimsi bulutsular muhtemelen hiçbir zaman ana yıldıza geri dönmeyecekler, ancak daha rahatsız edici şekillerden bazıları tekrar malzeme sızdırabilir veya komşu yıldızlar tarafından geri itilebilir.

Beyaz cüceyi fazladan bir şey besliyorsa, muhtemelen bir yığılma diskine sahip olacaktır. Çoğu görüntüleme yönü için disk, yıldızı ve süpernovayı doğrudan örtmez. Makale, diğerinin iki katı büyüklüğünde iki beyaz cüce arasındaki bir birleşmenin, yalnızca bir yörünge boyunca hayatta kalsa bile, hala tanınabilir bir yığılma diskine sahip bir yapı verdiğini gösterdi: yıldızda çok yakın bir eşleşme elde etmeniz gerekiyordu. merkezi bir blob ve iki aykırı değer ile simetrik desen elde etmek için boyutlar. Bunun oldukça nadir olabileceğinden şüpheleniyorum.

Beyaz cüce yavaş bir hidrojen veya karbon damlası emerse, soğurma çizgileri görür müyüz? Küçük bir miktar yeni, hafif malzeme yığın içinde emilir mi yoksa her zaman kromosfer boyunca yayılır ve spektral bir imza mı verir?

Sanırım tayfsal imza beyaz cücelerin kuyruklu yıldızları ve diğer tozları yakalamasını çözebildiğinden, yıldız olmayan malzeme indirimli.

Hmm, rastgele boyutlu WD'nin birbirine çarpmasına dayanan standart bir mum, bence rastgele büyüklükte patlamalar başlatacağını düşünüyorum, bu nedenle standart mum değil. Ayrıca burada yaş sorusu devreye giriyor. İkili beyaz cücelerin artık ayrı kalamayacakları bir noktaya kadar yörüngesel olarak bozunma olasılıkları ne kadardır? Bu çok milyar yıllık bir senaryo değil mi? İkili WD/RG senaryosunun güvenilirliğini kaybetmesine sevindim, çünkü bundan hiç hoşlanmadım ama burada WD'lerde yaşlandıkça veya sıkıştırdıkça garip olaylarla ilgili önerilerin muhtemelen daha olası cevap olduğunu düşünüyorum.

Beyaz cüce yıldızların biraz atmosferi vardır. Karşılıklı yörüngedeki iki cüce yıldız, eğer yeterince yakınlarsa atmosferlerini biraz değiştirebilirler. Beyaz cüceler olağanüstü derecede sıcaktır, bu nedenle yüzey onun yerini almak için biraz buharlaştıkça atmosferleri kaynar. Bu, iki cüce yıldızın yörüngelerini sürükleyen bir ortamda yörüngede oldukları anlamına gelir. Yerçekimi dalgalarının üretiminde genel bir göreli katkı vardır, ancak bu muhtemelen sürüklemekten çok daha zayıf bir süreçtir.

Nötron yıldızları çok daha kompakttır ve bir beyaz cücenin oldukça geniş atmosferine sahip değildir. Bu durumda, iki nötron yıldızının yörüngesi, yerçekimi dalgalarının yayılmasıyla bozulacak ve sürüklenmeyecek.

Beyaz cüceler süper novaya dönüşmek için ani bir enerji artışı gerektiriyorsa, bu genellikle düşünülenden daha uzak bir kaynaktan veya kaynaklardan olabilir. Kara delikler tam olarak anlaşılamamıştır, ancak parçalanmış ve genişleyen evrenimizde, enerjilerinin bir kısmının katlanmış uzaydan transfer edilerek çekim noktalarında yeniden ortaya çıkması mümkündür. Beyaz cücelerin kozmik etkisi onların bu tür bir enerji aktarımı için “mıknatıs” olmasına neden olursa, o zaman ani aşırı yüklenme ve bunun sonucu, fenomeni açıklamaya ve evrensel dengeyi korumaya yönelik uzun bir yol kat edecektir.

Konuyla ilgili çok az şey duydum, bu yüzden bu konuda kesin bir bakış açısına sahip değilim, ancak basit bir soru olarak, bilgisayar modellemenin kanıt sayılıp sayılmadığını söylersek, cevap açıktır – . Ve – linkini verdiğiniz makale için teşekkür etmek istiyorum, okumak oldukça merak uyandırdı.



836 müşterimize katılın! Bu sitede hiç reklam görmeyin, videolarımızı erken görün, özel bonus materyalleri ve çok daha fazlasını görün. patreon.com/universetoday adresinde bize katılın


TED-Ed Animasyonları, profesyonel animatörler tarafından hayata geçirilen eğitimcilerin sözlerini ve fikirlerini içerir. TED-Ed Animasyonu oluşturmakla ilgilenen bir eğitimci veya animatör müsünüz? Kendinizi burada aday gösterin »

  • Eğitimci David Lunney
  • Yönetmen Jody Ghani Nordby
  • Anlatıcı Addison Anderson
  • Sanat Yönetmeni Jody Ghani Nordby
  • Tasarımcı Jody Ghani Nordby

Füzyonun yıldızlarda nasıl ağır elementler oluşturduğuna dair bir açıklama bu TED-Ed videosunda ve Dig Deeper bölümünde bulunabilir.

Süpernova, yalnızca güneş kütlesinin yaklaşık on katı olan ağır yıldızlarda meydana gelir. Şenlik ateşleri gibi daha ağır yıldızlar daha çabuk yanar. Daha hafif, daha tipik yıldızlarda (anakol yıldızı olarak adlandırılan güneşimiz gibi) hafif elementin füzyonu milyarlarca yıl alır, ancak karbon ve oksijenin ötesinde elementleri sentezlemek için yeterli malzeme yoktur. Bu tür yıldızlar hayatlarını beyaz cüce olarak sona erdirir. Nükleosentez ve yıldızların evrimini anlatan klasik bir ders kitabı, C.E. Rolfs ve W.S. Rodney (Chicago Press Üniversitesi). Yıldız nükleosentezinin çeşitli süreçlerini açıklayan dönüm noktası niteliğindeki makale B2FH (yazarlardan sonra) olarak anılır: EM Burbidge GR Burbidge WA Fowler & F. Hoyle (1957), "Yıldızlarda Elementlerin Sentezi" Review of Modern Physics 29 (4 ): 547.

Stephen Webb (Springer/Praxis Publishing, Chichester, 2012) nötron yıldızlarını, yerçekimi dalgalarını ve ilişkili fenomeni anlatan güzel bir kitap "Evrende Yeni Gözler: 12 kozmik gizem ve onları çözmemiz gereken araçlar"dır. Bir meslekten olmayanın açıklaması National Geographic tarafından verilmektedir.

Nötron yıldızlarının fiziği üzerine, Lattimer ve Prakash'a ait, Science dergisinde yayınlanan güvenilir bir çalışma: (arXiv'den bir yayın öncesi versiyonu mevcuttur).

sitesi r (hızlı nötron yakalama için) süreci "fiziğin ilk on bir sorusundan" biridir (3. soruya bakınız). Uzun süredir süpernovalarla ilişkilendirilen, ancak hiç gözlemlenmeyen r süreç, bu animasyonda anlatılan nötron-yıldız birleşmesinin dramatik tespitiyle ortaya çıktı. kilonova. Bir kilonovanın parlaması (animasyon sırasında gösterilmemiştir) sırasında üretilen radyoaktif nüklidlerin bozunmasından kaynaklanır. r süreç. Bir kilonova, bir novadan yaklaşık bin kat daha parlaktır (bu, kompakt bir beyaz cüce yıldızın ikili bir yoldaştan madde toplamasıyla oluşur), ancak tipik bir süpernovadan yaklaşık bin kat daha sönüktür.

Wikipedia'da nötron yıldızları ve onların varlığını ortaya çıkaran pulsarlar için iyi girdiler var. Jocelyn Bell ünlüdür değil Pulsarların keşfi için Nobel Ödülü'nü paylaştıktan sonra (Anthony Hewish ve Martin Ryle tarafından kazanıldı, ancak 2018'de (daha kazançlı) Atılım ödülünü kazandı.

İkili pulsar: Sözde Taylor-Hulse pulsar, iki nötron yıldızından oluşan ikili bir sistemdir, ancak bunlardan yalnızca biri pulsar olarak algılanır. Pulsarın yörüngesinin zamanla daralması, sistemden yerçekimi dalgalarının emisyonu ile mükemmel bir şekilde açıklanır ve dolaylı olarak varlıklarını doğrular. Taylor ve Hulse, keşiflerinden dolayı 1993 Nobel Ödülü'nü aldılar.

Yerçekimi dalgaları, uzay-zamanın salınımlarıdır ve elektromanyetik dalgalardan temel olarak farklıdır, salınım yükü ile uzay-zamanda yayılır. Yerçekimi elektrik yükünden çok daha zayıf olduğu için dalgalarını tespit etmek çok daha zordur. İlk yerçekimi dalgası algılamaları, LIGO (Lazer İnterferometre Yerçekimi Dalgası Gözlemevi) ve Başak (yıldız kümesi için adlandırılan) aletleri tarafından yapıldı. Bu işbirlikleri, web sitelerinde bulunan mükemmel basın ve medya kitlerine sahiptir ve ayrıca burada nötron-yıldız birleşme tespiti ve sonraki gözlemleri duyurmak için düzenlenen basın toplantısı bulunmaktadır. Oldukça uzun (3 saatten fazla!) ama bu dönüm noktası olayının farklı yönlerini tartışan çok sayıda bilim insanı var ve heyecanlarını güçlükle bastırıyorlar!

2017 Nobel Ödülü, yerçekimi dalgalarının tespiti için verildi.

Çoklu-haberci astronomi: İlk nötron-yıldız birleşmesinden yapılan tüm gözlemleri özetleyen The Astrophysical Journal Letters'da bir dönüm noktası makalesi yayınlandı. Bu makale, çoklu haberci astronomisinin şafağını müjdeliyor ve yazar sayısı açısından istisnai bir durum.

İşte yerçekimi dalgaları için çok yararlı olan başka bir TED-Ed dersi ("Derin Kazın" bölümü dahil).


Ebedi Evren

Paschalidis ve ark. yakın zamanda, genel göreliliğin etkilerini içeren çarpışma sırasında beyaz bir cücenin bir nötron yıldızıyla çarpışması durumunda ne olacağını simüle etti.

Her durumda, beyaz cücenin ve nötron yıldızının güneş kütlelerindeki kütlesini (yani, bu nesnelerin kütlesi benim güneş kütlesini böldükten sonraki kütlesi), beyaz cücenin yarıçapının nötron yıldızınınkine oranını listeleyeceğim ve beyaz cüce yarıçapları açısından başlangıçta iki nesne arasında ne kadar ayrım olduğu.

Dava 1.
Nötron yıldızının kütlesi: 1.5
Beyaz cücenin kütlesi: 0.98
$WD/RNS: 9.96
İlk ayırma: 4 beyaz cüce yarıçapı.

Yukarıdaki grafik, bu durum için sonuçları göstermektedir. Nötron yıldızı başlangıçta soldaki nesnedir ve beyaz cüce başlangıçta sağdadır. Çizgiler yoğunluk kontur çizgileridir ve renk ne kadar kırmızıysa bölge o kadar yoğundur. Gördüğünüz gibi nötron yıldızı beyaz cüceden çok daha küçük ve çok daha yoğun.

Açıklamanın iyi olduğunu düşündüğüm için yazarların neler olduğunu açıklamalarına izin vereceğim. Bununla birlikte, teknik dil göz önüne alındığında, metnin bazı bölümlerde yoğun bir şekilde yorumlandığını peşinen itiraf ediyorum.:

Her neyse, çarpışma sırasında ısıtma yapmak için ne kadar maddenin dışarı atıldığından çok etkilendim. Yeni nesnenin çekirdeği bir nötron yıldızı iken, son kombonun yarıçapının nasıl arttığı da ilginçtir. Evrende bu tür iğrençlerin ne kadar bol olduğunu bilen varsa merak ediyorum.

Bu sonraki iki vaka niteliksel olarak aynı, bu yüzden daha fazla yorum eklemeyeceğim. Ama yine de, kütle ve ayırma mesafesinin süreçleri nasıl etkilediğini görmeye yardımcı oldukları için vakaları ekliyorum.

2. durum.
Nötron yıldızının kütlesi: 1.5
Beyaz cücenin kütlesi: 0.98
$WD/RNS: 4.99
İlk ayırma: 8 beyaz cüce yarıçapı.

Durum 3.
Nötron yıldızının kütlesi: 1.5
Beyaz cücenin kütlesi: 0.98
$WD/RNS: 20.01
İlk ayırma: 2 beyaz cüce yarıçapı.

I applaud the authors being able to simulate these collisions incorporating the effects of general relativity. These simulations have been most interesting to me.

Vasileios Paschalidis, Zachariah Etienne, Yuk Tung Liu, & Stuart L. Shapiro (2010). Head-on collisions of binary white dwarf--neutron stars: Simulations in
full general relativity Submitted to PRD. arXiv: 1009.4932v1


12 Replies to &ldquoWhite Dwarf “Close” to Exploding as Supernova&rdquo

To show everybody that I actually read the articles and I don’t just look for typos, I would like to address an issue in the article:

This particular white dwarf contains at least double that mass but has a diameter just half that of Earth. It also rotates once every 13 seconds, the fastest of any known white dwarf. […] At 1.3 solar masses, the white dwarf is now close to a dangerous limit.

When it grows larger than 1.4 solar masses, a white dwarf is thought either to explode or collapse to form an even more compact object called a neutron star.

That limit, known as the Chandrasekhar limit, applies to non-rotating white dwarfs however, according to this paper, “Presupernova evolution of accreting white dwarfs with rotation [PDF]”, this limit may increase if the white dwarf is rotating rapidly and non-uniformly.

From Wikipedia — Chandrasekhar limit:

A type Ia supernova apparently from a supra-limit white dwarf

On April 2003, the Supernova Legacy Survey observed a type Ia supernova, designated SNLS-03D3bb, in a galaxy approximately 4 billion light-years away. According to a group of astronomers at the University of Toronto and elsewhere, the observations of this supernova are best explained by assuming that it arose from a white dwarf which grew to twice the mass of the Sun before exploding. They believe that the star, dubbed the “Champagne Supernova” by David R. Branch, may have been spinning so fast that centrifugal force allowed it to exceed the limit. Alternatively, the supernova may have resulted from the merger of two white dwarfs, so that the limit was only violated momentarily. Nevertheless, they point out that this observation poses a challenge to the use of type Ia supernovae as standard candles.

HD 49798 / HIP 32502 is a 8.3v magnitude southern star in the constellation of Puppis, and is position at : RA 06h 48m 22 Dec. -44 deg 19′ 35″ some 2.5 degrees south-east of Nu Puppis. Based on the parallax of 1.16+/-0.63 milli arcseconds, the distance is about 862 parsecs or 2800 light-years from us.

Let’s hope this object doesn’t blow in the near future, as the Gamma ray and emp pulse might no be such an enjoyable experience for those in southern ‘clines.

Were it to happen, those in the far northern latitudes – above -56 degrees north would be totally safe from its radiation (at least for the next 2000 years or so, as the slow precession of the equinoxes might change that!) .

Those hammered overhead by the radiation would like suffer considerably from a Supernova Type 2 this close. (Considering the Crab Nebula / M1 in Taurus lies about 2000 parsecs away !)
as for Denotation Day, well it depends on the mass of the white dwarf. The precision of 1.3 solar masses means it will be ages in the future. Assuming a transfer rate of 10^-6 solar masses per year, would be 100,000 years from now. (Roughly the greatest transfer rates known – most observed are around 10^-9 solar masses per year.) The denotation date is made more complicated as the mass for the companion feeding the accretion disk – mostly hydrogen – can ignite and be thrown off a shell of material as a nova. This can also happen a couple of times, reacting as a recurrent nova. Such events could extend denotation day for millions of years (Assuming the normal star orbiting it would last so long.

The other alternative possibility is the star and white dwarf could merge some time in the future- though this depends on the period around each other or whether the star at the end of its evolution swells enough when it expands as a red giant and swallows the white dwarf. This latter scenario would be enough to set off the “firecracker”.

However, there is also an error in the order of 0.3 or 0.4 solar masses, which is made worst by the fact that the 1.4 solar masses of the Chandrasaker Limit is also still slightly inaccurate. I.e. around 1.44+/-0.2 solar masses. Worst this limit is based on a number of general assumptions too I.e. The composition of the fused materials left with the white dwarf.
Nice article Nancy, even though the view is a bit simplistic – especially in view of expected responses from the fringe elements and the nutters.
Those like our dear Anaconda, at least have nothing to worry about, as they don’t believe in dense stars like white dwarfs.

I said “Those hammered overhead by the radiation would like suffer considerably from a Supernova Type 2 this close.

This is, of course, simply wrong.

I meant a Supernovae Type 1 !!

IVAN3MAN, that’s putting severe spin on it. AFAIU the 2 times Sun mass limit is the result from actual mass accretion processes in binaries, in idealized model cases it seems it can be 4 (!) times. Perhaps processes exist that goes into that regime as well.

Btw, that paper mentions a connection between presupernova instabilities and gravitational wave radiation. When will such a binary spinup dwarf start to emit something that _may_ trigger detectors? I.e. is this close dwarf a candidate for GW detection?

Hon. Salacious B. Crumb -thank you for the info, I learn much when you post.

yeah, it was an interesting and informative comment/explanation.

too bad it was tainted at the end with the customary anaconda trolling.

Yeah, it was an interesting and informative comment/explanation.
too bad it was tainted at the end with the customary anaconda trolling.

Tainted? Trolling? How stupid are you? My statement is actually true. Frankly nipping the alternative nonsense attacks before they start is the only way to sink these dingbats. Don’t like it, don’t read it.

If the white dwarf does explode, what would happen to the companion star?

I can’t say for sure, but there is an illustration (1093 x 800 pixels) from ESO of SN 2006X, before and after the Type Ia Supernova Explosion, and an explanation of the event here:
eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2007/phot-31-07.html

Hon. Salacious B. Crumb: “Tainted? Trolling? How stupid are you? My statement is actually true. Frankly nipping the alternative nonsense attacks before they start is the only way to sink these dingbats. Don’t like it, don’t read it.”

I have a completely different opinion about this, as I have already said in the past: Your way of attacking those “special” people is not appropriate. By mentioning them again and again and again — even before anything had happened at all — they win again and again and again. Above that, insulting other participants — e.g. calling them stupid — goes against the comment policy stating:

“Be nice … I think you know when you’re being rude. Stop it.”

“Don’t like it, don’t read it” does not work, because others have to read before they realize, what kind of statement it is. I don’t want to read your noise — just as much as I don’t want to read the noise produced by those “special” people. I would prefer you to stay away from the comment sections of Universe Today for a while.

Remember, what a certain Hon. Salacious B. Crumb answered on April 24th, 2009 at 10:28 pm:
I am pleased with you decision to moderate Universe Today, and support your move to remove “alternative theory” which has predominated this site for last five months or so.
Hopefully, some of the irrelevancies by several here might encourage other to have an opportunity to ask questions and not be intimidated by the fringe elements.
Regarding conforming to the rules, it might be advisable to point out issues in comments for a week or two and then start implementing immediate deletions.
Anyway, hopefully the “out there” comments will now settle down.

As Duncan Ivry properly pointed out…

Remember, what a certain Hon. Salacious B. Crumb answered on April 24th, 2009 at 10:28 pm:

I am pleased with you decision to moderate Universe Today, and support your move to remove “alternative theory” which has predominated this site for last five months or so.
Hopefully, some of the irrelevancies by several here might encourage other to have an opportunity to ask questions and not be intimidated by the fringe elements.
Regarding conforming to the rules, it might be advisable to point out issues in comments for a week or two and then start implementing immediate deletions.
Anyway, hopefully the “out there” comments will now settle down.

Evet. But this was before Anaconda started describing us “pigs”, and sillily disclosed his own agenda of trying to get people to join his crazy cause.
In the wake of the deliberate misery this individual has created – well I totally agree with the Australian aborigine’s time-honoured judicial system known as “payback.” – something which Anaconda (Mark) is now actually learning to appreciate.

The physics of SNi’s and the Chandrasekhar limit for degenerate electron physics in white dwarf stars is adjusted by athe angular momentum of such stars. This imposes error bars with the cosmological standard candle. It does not mean that observed luminosity drop with increasing distance is wrong. That would presume there is some consistent change in physical or “chemical” properties of white dwarfs the further out we look. That is a more problematic assumption than interpreting the data as evidence for accelerated expansion.



836 müşterimize katılın! Bu sitede hiç reklam görmeyin, videolarımızı erken görün, özel bonus materyalleri ve çok daha fazlasını görün. patreon.com/universetoday adresinde bize katılın


What is the composition of a white dwarf or neutron star and why does it still shine?

You are actually asking about 2 different things so I will answer for each of them.

A white dwarf is an extremely dense small star. It is the remains of a star that has gone nova. The force of gravity is what creates it's high density (think mass of the sun compressed into the volume of the Earth). Essentially it is electrons and protons all packed together tightly with essentially no space between them.

A white dwarf shines not because it is generating any energy, but because the nova process has heated it up to such a high temperature. The "shine" is the heat slowly dissipating into space. This process is thought to take trillions of years and once a white dwarf has radiated all that heat away it will be a black dwarf.

A neutron star comes from a much bigger star than makes a white dwarf, but not a giant star. Due to the larger mass the force of gravity is greater and the particles are not just packed together but we actually have protons and electrons fusing to form neutrons. The density of these stars is much greater even than a white dwarf (think twice the mass of the sun in the volume about the same as the asteroid that wiped out the dinosaurs).

A neutron star also doesn't generate any new energy, so in theory it could also become a black dwarf. That being said, neutron stars can rotate extremely fast due to the law of conservation of angular motion. If you think of a spinning figure skater bringing their arms in causes them to speed up rotation, now apply that on a massive scale and you can end up with a rotating neutron star. In this situation it generates a vast magnetic field which causes it to emit radiation from the poles. Since it is spinning the radiation it emits comes out in pulses. This is a pulsar.


Bizarre Pulsar-White Dwarf Pair Proves Einstein’s Theory of Relativity

An international team of astronomers using ESO’s Very Large Telescope (VLT) has discovered and studied a strange stellar pair about 7,000 light-years away that consists of the most massive neutron star confirmed so far, orbited every 2.46 hours by a white dwarf star. According to the team, this binary proves that Albert Einstein’s theory of relativity is still right.

PSR J0348+0432 (John Antoniadis et al)

The neutron star is a pulsar labeled PSR J0348+0432. It is twice as heavy as the Sun, but just 20 km across. The gravity at its surface is more than 300 billion times stronger than that on Earth and at its center every sugar-cubed-sized volume has more than one billion tones of matter squeezed into it. Its companion white dwarf star is only slightly less exotic – it is the glowing remains of a much lighter star that has lost its atmosphere and is slowly cooling.

John Antoniadis of the Max Planck Institute for Radio Astronomy in Bonn, lead author of a paper reporting the discovery in the journal Bilim (arXiv.org version), said: “I was observing the system with ESO’s Very Large Telescope, looking for changes in the light emitted from the white dwarf caused by its motion around the pulsar. A quick on-the-spot analysis made me realize that the pulsar was quite a heavyweight. It is twice the mass of the Sun, making it the most massive neutron star that we know of and also an excellent laboratory for fundamental physics.”

Einstein’s general theory of relativity, which explains gravity as a consequence of the curvature of space-time created by the presence of mass and energy, has withstood all tests since it was first published almost a century ago. But it cannot be the final explanation and must ultimately break down.

Scientists have devised other theories of gravity that make different predictions from general relativity. For some of these alternatives, these differences would only show up in extremely strong gravitational fields that cannot be found in the Solar System.

In terms of gravity, PSR J0348+0432 is a truly extreme object, even compared to the other pulsars that have been used in high precision tests of Einstein’s general relativity. In such strong gravitational fields small increases in the mass can lead to large changes in the space-time around such objects. Up to now astronomers had no idea what would happen in the presence of such a massive neutron star as PSR J0348+0432. It offers the unique opportunity to push tests into new territory.

This artist’s impression shows PSR J0348+0432. The object consists of a tiny, but very heavy neutron star that spins 25 times each second, orbited every two and a half hours by a white dwarf star (ESO / L. Calçada)

The team combined VLT observations of the white dwarf with very precise timing of the pulsar from radio telescopes. Such a close binary radiates gravitational waves and loses energy. This causes the orbital period to change very slightly and the predictions for this change from general relativity and other competing theories are different.

“Our radio observations were so precise that we have already been able to measure a change in the orbital period of 8 millionths of a second per year, exactly what Einstein’s theory predicts,” said co-author Dr Paulo Freire, also from the Max Planck Institute for Radio Astronomy.

Bibliographic information: John Antoniadis et al. 2013. A Massive Pulsar in a Compact Relativistic Binary. Bilim, cilt. 340, no. 6131 doi: 10.1126/science.1233232


Cevap

Physicist Andrew Pontzen pontificated about Jane's question.

Andrew - Well, it's not advisable to bring a thimble full of neutron star here. Neutron stars are a gift really, they are just the weirdest things out there in space, or amongst the weirdest things.

Something like two times the mass of our own Sun and yet it's concentrated into a tiny, tiny region about twenty kilometres across and, for comparison, the size of the Sun itself is more like a million kilometers across. So you're cramming a huge amount of stuff into a tiny amount of space almost getting towards black hole type proportions.

Chris - And why are they called neutron stars?

Andrew - They're called neutron stars because when you do that, the thing that actually happens is that you cram all of the electrons, which are the negatively charged particles, into the protons. And that actually turns them into neutrons because you combine negatively and positively charged particles and you end up with only neutrons left over.

That, in fact, is part of the reason why you would never want to take a thimble full of this material here to Earth, a number of things would happen. First of all to get that much stuff in that small a space you need to compress it down and that's held together by the immense gravity on a neutron star. But if you take just a thimble full of it, that gravity's gone and, essentially, this thing is just going to spring apart really fast. And you're talking about a Mount Everest or perhaps several Mount Everest's worth.

Chris - From one thimble full?

Andrew - From one thimble full which is why we always talk about the thimble fulls of course because it's a great statistic, an entire Mount Everest packed into a thimble. But it's going to try and spring apart to be the size of Mount Everest, so that's not great to start with.

But, even worse than that, even if you survived that happening, then you have all of these neutrons, and neutrons on their own are not actually stable particles. They're going to try and decay back down to the protons and electrons, which most of them were formed from in the first place and that process of nuclear decay is not pretty either. It's going to release a huge amount of energy. I tried doing a bit of an estimate of this, it does depend a bit on the exact assumptions you make, but I think it's something like one trillion H bomb explosions. That much energy is going to be released over the space of a few minutes as all of these neutrons turn back into protons and electrons.

Chris - That could give even a photon torpedo a run for it's money, couldn't it, in Start Trek?

Andrew - It certainly could. And, if you bear in mind that's a sort of factor of ten, no even bigger than that, it's probably a factor of ten thousand times more energy than was involved in the collision with the asteroid that we think killed the dinosaurs, you get the sense of just the enormous amounts of energy that would be released by doing this. So, please, please, please, don't do it!


Videoyu izle: Nötron Yıldızları Nedir? Popular Science Türkiye (Ağustos 2022).