الفلك

هل تألق النجوم النيوترونية؟

هل تألق النجوم النيوترونية؟



We are searching data for your request:

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

تجاهل النجوم النابضة وما شابه ، مجرد نجم نيوتروني في فراغ فارغ - هل ينبعث منه الضوء والنيوترينوات؟


تتألق النجوم النيوترونية بالفعل وقد لوحظ بعض مثل هذا في الضوء المرئي. مثل النجوم القزمة البيضاء ، إذا تم تكبيرها لتكون بحجم الشمس ، فإنها ستتفوق على الشمس ومعظم النجوم الأخرى في المجرة. إن صغر حجمها هو الذي يجعل من الصعب ملاحظتها.

أما بالنسبة للنيوترينوات ، فيبدو أنها تفعل ذلك أيضًا. قد يساعد هذا الرابط في تفسير نشاط النيوترينو في / من النجوم النيوترونية بشكل أكبر.


اكتشف علماء الفلك نجمًا نيوترونيًا مفقودًا لأكثر من 30 عامًا

يزعم العلماء أنهم وجدوا أدلة على موقع نجم نيوتروني ترك وراءه عندما أنهى نجم ضخم حياته بانفجار هائل ، مما أدى إلى سوبر نوفا الشهير الذي أطلق عليه اسم سوبرنوفا 1987A.

لأكثر من 30 عامًا ، لم يتمكن علماء الفلك من تحديد موقع النجم النيوتروني - اللب المتبقي المنهار للنجم العملاق - حيث تم إخفاؤه بواسطة سحابة كثيفة من الغبار الكوني.

باستخدام صور حادة وحساسة للغاية تم التقاطها باستخدام تلسكوب Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA) في صحراء أتاكاما بشمال تشيلي ، وجد الفريق بقعة معينة من سحابة الغبار أكثر إشراقًا من المناطق المحيطة بها ، والتي تتطابق مع المشتبه به. موقع النجم النيوتروني.

تم نشر النتائج في مجلة الفيزياء الفلكية في 19 نوفمبر 2019.

نظرة عن قرب لمكونات مختلفة في نظام SN 1987A: يظهر غاز أول أكسيد الكربون الجزيئي باللون البرتقالي ، وغاز الهيدروجين الساخن باللون الأرجواني ، والغبار الذي يحيط بالنجم النيوتروني يظهر باللون السماوي. الائتمان: جامعة كارديف

قال المؤلف الرئيسي للدراسة الدكتور فيل سيجان ، من كلية الفيزياء وعلم الفلك بجامعة كارديف: "للمرة الأولى يمكننا أن نقول أن هناك نجمًا نيوترونيًا داخل هذه السحابة داخل بقايا المستعر الأعظم. تم حجب ضوءه بواسطة سحابة كثيفة جدًا من الغبار ، مما أدى إلى حجب الضوء المباشر من النجم النيوتروني بأطوال موجية عديدة مثل الضباب الذي يخفي الضوء ".

وأضاف الدكتور ميكاكو ماتسورا ، وهو عضو بارز آخر في الدراسة: "على الرغم من امتصاص الضوء الصادر عن النجم النيوتروني بواسطة سحابة الغبار التي تحيط به ، فإن هذا بدوره يجعل السحابة تتألق في ضوء أقل من المليمتر ، وهو ما يمكننا رؤيته الآن باستخدام تلسكوب ألما شديد الحساسية ".

رُصد سوبرنوفا 1987A لأول مرة من قبل علماء الفلك في 23 فبراير 1987 ، عندما اشتعلت النيران في سماء الليل بقوة 100 مليون شمس ، واستمرت في التألق الساطع لعدة أشهر.

تم اكتشاف المستعر الأعظم في مجرة ​​مجاورة ، سحابة ماجلان الكبيرة ، على بعد 160 ألف سنة ضوئية فقط.

كان هذا هو أقرب انفجار مستعر أعظم تمت ملاحظته منذ أكثر من 400 عام ، ومنذ اكتشافه ، استمر في إبهار علماء الفلك الذين أتيحت لهم الفرصة المثالية لدراسة المراحل قبل وأثناء وبعد موت نجم.

أدى انفجار المستعر الأعظم الذي حدث في نهاية حياة هذا النجم إلى إنتاج كميات هائلة من الغاز بدرجة حرارة تزيد عن مليون درجة ، ولكن عندما بدأ الغاز يبرد بسرعة إلى ما دون الصفر درجة مئوية ، تحول بعض الغاز إلى مادة صلبة ، أي الغبار.

لطالما كان وجود هذه السحابة السميكة من الغبار هو التفسير الرئيسي لسبب عدم ملاحظة النجم النيوتروني المفقود ، لكن العديد من علماء الفلك كانوا متشككين في هذا الأمر وبدأوا في التساؤل عما إذا كان فهمهم لحياة النجم صحيحًا.

وتابع الدكتور ماتسورا: "ستمكن اكتشافاتنا الجديدة علماء الفلك الآن من فهم أفضل لكيفية إنهاء النجوم الضخمة لحياتها ، تاركة وراءها هذه النجوم النيوترونية شديدة الكثافة".

"نحن على ثقة من أن هذا النجم النيوتروني موجود خلف السحابة وأننا نعرف موقعه بدقة. ربما عندما تبدأ سحابة الغبار في الظهور في المستقبل ، سيتمكن علماء الفلك من رؤية النجم النيوتروني مباشرة لأول مرة ".

المرجع: & # 8220 عالية الدقة الزاوية ALMA صور الغبار والجزيئات في SN 1987A Ejecta & # 8221 بواسطة Phil Cigan ، Mikako Matsuura ، Haley L. Gomez ، Remy Indebetouw ، Fran Abellán ، Michael Gabler ، Anita Richards ، Dennis Alp ، Timothy A. ديفيس ، هانز توماس جانكا ، جايسون سبيروميليو ، إم جي بارلو ، ديفيد بوروز ، إيلي دويك ، كلايس فرانسون ، بريان جينسلر ، جوزفين لارسون ، بي بوشيه ، بيتر لوندكفيست ، جي إم ماركايد ، سي- واي. نج ، سانجوك بارك ، بات روش ، جاكو ث. فان لون ، جي سي ويلر وجيوفانا زاناردو ، 19 نوفمبر 2019 ، مجلة الفيزياء الفلكية.
DOI: 10.3847 / 1538-4357 / ab4b46

إن مصفوفة أتاكاما الكبيرة المليمترية / الفرعية (ALMA) ، وهي منشأة دولية لعلم الفلك ، هي شراكة بين أوروبا وأمريكا الشمالية وشرق آسيا بالتعاون مع جمهورية تشيلي.

يتم تمويل ALMA من قبل المرصد الأوروبي الجنوبي (ESO) (يمثل الدول الأعضاء فيه ، بما في ذلك المملكة المتحدة) ، والمؤسسة الوطنية للعلوم (NSF USA) والمعاهد الوطنية للعلوم الطبيعية (NINS Japan) ، جنبًا إلى جنب مع المجلس القومي للبحوث في كندا (NRC Canada) ، وزارة العلوم والتكنولوجيا (MOST) ومعهد Academia Sinica لعلم الفلك والفيزياء الفلكية (ASIAA ، تايوان) ، ومعهد كوريا للفلك وعلوم الفضاء (KASI ، جمهورية كوريا) ، بالتعاون مع جمهورية تشيلي.


هل تألق النجوم النيوترونية؟ - الفلك

عندما ينهار النجم ، هل يظل ساخناً ولامعاً؟ لطالما اعتقدت أن "موت نجم" يعني حقًا أن - يتحول النجم إلى صخرة بسيطة. هل هو نفسه مع النجوم النيوترونية؟

بعد موت النجم ، لا يزال هناك بعض الحرارة المتبقية. هذه الحرارة تجعل النجم (القزم الأبيض أو النجم النيوتروني) يتوهج ، على الرغم من أنه لا ينتج أي طاقة. في النهاية ، يبرد النجم ويصبح بالفعل كتلة من الرماد ، والذي نسميه "القزم الأسود".

سؤال واضح: إذا ظل النجم النيوتروني ساخنًا ، فما هو الثقب الأسود حقًا؟ هل هي التفرد الخالص أم أنها تشغل حيزًا ما؟

الثقب الأسود هو الاستثناء. الثقوب السوداء متفردة ، أو متفردة تقريبًا ، وبالتالي ليس لها درجة حرارة بالمعنى المعتاد. أي طاقة في الثقب الأسود ، سواء كانت كتلة أو حرارة ، تذهب إلى تعميق جاذبية الثقب.

تم آخر تحديث لهذه الصفحة في 27 حزيران (يونيو) 2015.

عن المؤلف

ديف كورنريتش

كان ديف مؤسس Ask an Astronomer. حصل على درجة الدكتوراه من جامعة كورنيل عام 2001 وهو الآن أستاذ مساعد في قسم الفيزياء والعلوم الفيزيائية بجامعة ولاية هومبولت في كاليفورنيا. هناك يدير نسخته الخاصة من اسأل الفلكي. كما أنه يساعدنا في حل مسألة الكوسمولوجيا الغريبة.


هل تألق النجوم النيوترونية؟ - الفلك

حقائق عن النجوم

(الروايات التالية مأخوذة من منشور ناسا "لقاء مع الكون" الذي حرره بيفان إم فرينش وستيفن ب. ماران. يحتوي على العديد من الصور الملونة الجميلة ويباع من قبل المشرف على الوثائق ، مكتب طباعة حكومة الولايات المتحدة ، واشنطن ، DC 20402. تم تحديد الوثيقة باسم NASA EP-177.)

أسلوب حياة النجوم (ص 95)

قبل عصر الفضاء ، كان معظم علم الفلك يهتم بالنجوم وأنظمة النجوم. والسبب في ذلك هو أن النجوم تبعث الكثير من طاقتها كضوء مرئي ، ويمكن لهذا الضوء أن يخترق غلافنا الجوي ويمكن اكتشافه بسهولة من الأرض. على الرغم من اقتصار العلماء على دراسة هذا النوع من ضوء النجوم ، إلا أنه تم تعلم الكثير. تم عد النجوم وتحليلها وقياسها ووزنها وتصنيفها إلى مجموعات. تم استنتاج مصادر الطاقة النووية الخاصة بهم. تم فك رموز تاريخ حياتهم تدريجياً ، من الولادة حتى الموت.

ما يسمى بالنجوم "العادية" ، مثل شمسنا ، تتألق باطراد. لديهم مجموعة متنوعة من الألوان: الأحمر والبرتقالي والأصفر والأبيض والأزرق. معظمها أصغر من الشمس ، والكثير منها يشبهها ، والقليل منها أكبر من ذلك بكثير. بالإضافة إلى ذلك ، هناك عدة أنواع من النجوم "غير الطبيعية": العمالقة والأقزام ومجموعة متنوعة من النجوم المتغيرة.

يبلغ قطر الشمس حوالي 1.4 مليون كيلومتر (865000 ميل) حوالي 109 أضعاف قطر الأرض ودرجة حرارة سطحها حوالي 6000 درجة مئوية ، وهي محطة طاقة نووية تعمل بالهيدروجين الطبيعي. في الداخل ، الهيدروجين الذي يشكل 90٪ من الشمس يندمج في ذرات الهيليوم ، ويطلق فيضانًا كثيفًا من الطاقة التي تجد طريقها إلى السطح وهكذا إلى الفضاء. اليوم الشمس في حالة توازن بين قوتين: الجاذبية التي تسحبها إلى الداخل ، وضغط الغاز الساخن والإشعاع المتدفق إلى الخارج من الفرن النووي المركزي.

تتراوح أقطار معظم النجوم العادية من عُشر إلى عشرة أضعاف قطر الشمس. الأكبر والأضخم لونها أزرق أو أبيض ، وأكثر سخونة من الشمس. سيريوس ، في كوكبة Canis Major ، و Vega ، في Lyra ، هما مثالان على النجوم الطبيعية الضخمة الساخنة والقريبة إلى حد ما من الشمس (8.6 سنة ضوئية وحوالي 26 سنة ضوئية ، على التوالي). إنها بيضاء ، كتلتها أكبر بعدة مرات من الشمس ، ودرجات حرارة سطحها حوالي 10000 درجة مئوية ، أما النجوم العادية الأخرى البعيدة فتصل درجة حرارتها إلى حوالي 40 ألف درجة مئوية ، وهناك العديد من النجوم الحمراء العادية بالقرب من الشمس ، بدرجات حرارة تصل إلى حوالي 40 ألف درجة مئوية. بضعة آلاف من الدرجات والكتل أقل بكثير من الشمس. ومع ذلك ، لا يوجد شيء ساطع بدرجة كافية ليتم رؤيته بدون تلسكوب. جميع النجوم الحمراء الساطعة في سماء الليل هي عمالقة حمراء وعملاقة عملاقة ، تُحسب من بين تلك التي نطلق عليها اسم النجوم غير الطبيعية. ومن الأمثلة على ذلك العملاقون العملاقون منكب الجوزاء في Orion و Antares في برج العقرب (كل منهما حوالي 520 سنة ضوئية من الأرض) والعملاق Aldebaran (68 سنة ضوئية) في برج الثور. الشمس غير عادية إلى حد ما من ناحية: ليس لها نجم مرافق. يبدو أن معظم النجوم لها رفقاء يدورون معهم في أنظمة ثنائية أو ثلاثية أو أكبر ، وبعض النجوم أعضاء في مجموعات ، يتراوح عدد أعضاءها من بضع عشرات إلى بضعة ملايين من الأعضاء.

في النصف الأول من القرن العشرين ، توصل علماء الفيزياء الفلكية إلى دورة حياة النجوم. تولد النجوم من سحب عملاقة من الغاز والغبار تسمى السدم. يمكننا أن نرى النجوم الفتية في غيوم مثل السديم العظيم في الجبار. (هذا السديم مرئي للعين ، وحتى باستخدام منظار صغير يمكن للمرء أن يرى أنه كائن منتشر وليس نجمًا).

تمتلك النجوم العملاقة الزرقاء الكبيرة كتلة تصل إلى 100 ضعف كتلة الشمس ، بينما تمتلك النجوم القزمة الحمراء الصغيرة أقل من عُشر كتلة الشمس. (للمقارنة ، كوكب المشتري لديه أقل بقليل من واحد في الألف من كتلة الشمس). تحترق أكبر النجوم بحرارة وبسرعة ، وتستهلك كل وقودها النووي بسرعة ، وأحيانًا في أقل من مليون سنة. من ناحية أخرى ، تحترق النجوم مثل الشمس ببطء وثبات ، وقد يستمر وقود الهيدروجين الخاص بها لمدة 10 مليارات سنة أو أكثر. تحترق النجوم القزمة الحمراء ببطء شديد بحيث يجب أن تنقضي تريليونات السنين قبل استنفاد الهيدروجين. عندما يستهلك النجم وقود الهيدروجين ، فإنه يترك الحالة "الطبيعية". يحدث هذا عندما يتم تحويل قلب النجم من الهيدروجين إلى الهيليوم بواسطة التفاعلات النووية. الآن تتحرك عملية الحرق للخارج إلى طبقات أعلى وأعلى. يتسع جو النجم بشكل كبير ويصبح عملاقًا أحمر. "العملاق" هو ​​اسم مناسب إذا تم وضع عملاق أحمر حيث توجد الشمس الآن ، وربما يقع الكوكب الأعمق ، عطارد ، بداخله ، وقد يمتد "عملاق" أحمر أكبر خارج مدار كوكب المريخ. مع استمرار التطور النووي ، قد يصبح النجم متغيرًا ، ينبض بالحجم والسطوع على مدى فترات تتراوح من عدة أشهر إلى سنة. قد يختلف السطوع المرئي لمثل هذا النجم بمعامل 100 ، بينما يتغير ناتجها الإجمالي من الطاقة بمعامل اثنين أو ثلاثة فقط.

النجوم في ضوء جديد (ص 97.)

سمح لنا علم الفلك الفضائي بفهم بعض النجوم الساخنة حقًا في الكون. عندما يضيء نجم بدرجة حرارة تبلغ حوالي 6000 درجة مئوية ، مثل الشمس ، فإن معظم الطاقة تنبعث على شكل ضوء مرئي. ينتج النجم 10000 درجة مئوية الكثير من الأشعة فوق البنفسجية. تولد النجوم الصغيرة جدًا وغير العادية ، بدرجات حرارة تقارب المليون درجة ، أشعة سينية. لكن لا يمكننا أبدًا رؤية هذه النجوم شديدة الحرارة من الأرض. يمتص الغلاف الجوي الأشعة السينية. في الواقع ، تم اكتشافهم بأدوات تُنقل في الفضاء.

لاحظت التلسكوبات فوق البنفسجية الموجودة في المدار كواكب عملاقة زرقاء حارة ، مثل Rigel في Orion (حوالي 900 سنة ضوئية) ، والتي هي أكبر بكثير من الشمس. ولدهشتنا ، تبين أن هذه النجوم الضخمة لديها رياح نجمية شديدة ، وتيارات من الذرات تغلي من الجزء العلوي من الغلاف الجوي للنجم وتتسابق إلى الفضاء.

على الرغم من أن رياح النجوم العملاقة الساخنة غير مرئية للتلسكوبات على الأرض ، إلا أنها أقوى بمئات الملايين من المرات من الرياح القادمة من شمسنا.

تكتسح هذه الرياح الغازات والغبار البينجمي حول نجومها ، وتنتج أحيانًا "فقاعة بين النجوم" يبلغ قطرها 10 سنوات ضوئية. "تهب" الرياح بسرعة آلاف الكيلومترات في الثانية وتحمل ما يكفي من كتلة النجم لتكوين شمس كاملة كل مليون سنة. في عمر العملاق الأزرق العملاق ، الذي قد يكون 10 ملايين سنة ، قد يتم طرد جزء كبير من الكتلة الأصلية للنجم إلى الفضاء.

أعطتنا دراسة الأشعة السينية من النجوم المزيد من المفاجآت. باستخدام تلسكوب الأشعة السينية الموجود في المرصد الفلكي عالي الطاقة الثاني (HEA0-2) ، تم رصد النجوم من جميع الأنواع من خلال الأشعة السينية التي تنتجها. على عكس ما توقعه العلماء ، تم العثور على نجوم ضخمة لها إكليل: مغلفات غازية رقيقة وساخنة تحيط بغلافها الجوي السفلي. هذه الإكليل ، التي تصل درجة حرارتها إلى عدة ملايين درجة ، تولد الأشعة السينية. يبدو أن النجوم الصفراء العادية مثل الشمس تنتج أشعة سينية أقل بكثير. حتى بعض النجوم الرائعة تصنع أشعة سينية أكثر من الشمس. يتم تطوير نظريات جديدة لحساب هذا الاكتشاف. تشير ملاحظات الفضاء إلى أن سرعة دوران النجم قد تلعب دورًا أكثر أهمية من درجة حرارته في تحديد لمعان الأشعة السينية ، وبالفعل فإن الشمس هي نجم يدور ببطء. يبدو أن النجوم سريعة الدوران تتفوق على النجوم الأبطأ من نفس النوع في الأشعة السينية.

لم يمنحنا التفاعل بين التلسكوبات الفضائية وعلم الفلك الأرضي نظرة جديدة على الأشياء المألوفة فحسب ، بل أظهر أيضًا عددًا من الكائنات الغريبة وغير المألوفة. أحد الأمثلة على ذلك هو الشيء الرائع الذي لا يزال غامضًا إلى حد ما والمعروف باسم SS 433. وقد لوحظ أن الضوء من SS 433 يحتوي على خطوط طيفية لا تتوافق مع أطياف أي نجوم معروفة. كشفت الملاحظات الأكثر تفصيلاً أن هذه الخطوط تتحرك بسرعة كبيرة من طول موجي إلى آخر ، مما يشير إلى تغير مفاجئ في سرعة الغاز المنبعث للضوء. على مدى عدة أشهر ، بلغ مدى السرعة ما يقرب من ثلث سرعة الضوء. كان هذا كافيًا لتحويل بعض أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء والأشعة فوق البنفسجية بالتناوب إلى نطاق الضوء المرئي. لا عجب أنه كان من الصعب تحديد الخطوط الطيفية! تعتبر الحركة عالية السرعة من سمات الغاز عند درجة حرارة قريبة من مليار درجة. ومع ذلك ، أظهر عرض الخطوط أن الغاز بارد ، حيث تبلغ درجة حرارته حوالي 10000 درجة مئوية فقط ، كيف يمكن للغاز في SS 433 أن يتحرك بسرعة كبيرة ويظل باردًا هو أحد الألغاز البارزة في الثمانينيات. في الفيزياء الفلكية. لفتت ملاحظات الأشعة السينية من الأقمار الصناعية انتباهنا أولاً إلى هذا النجم ، مما حفز الدراسات الطيفية التي كشفت عن السرعات الهائلة.

نهاية النجوم: الموت والتجلي (ص 100)

ربما كانت المفاجأة الأكبر في عصر الفضاء هي إدراك أن النجوم "الميتة" التي استخدمت كل وقودها النووي يمكنها أحيانًا إنتاج طاقة أكثر مما كانت تنتجه عندما كانت "على قيد الحياة". لقد اكتشفنا أن هناك ثلاث نهايات محتملة لنجم محترق. إذا كان للنجم كتلة تقريبًا من الشمس ، فسوف ينهار تحت تأثير جاذبيته الخاصة حتى توقف المقاومة الجماعية للإلكترونات بداخله العملية في النهاية. أصبح النجم قزمًا أبيض ويمكن مقارنته في الحجم بالأرض. النجم الذي تبلغ كتلته حوالي 1.5 إلى 2 أو 3 أضعاف كتلة شمسنا سينهار أكثر ، وينتهي به الأمر كنجم نيوتروني ، ربما يبلغ قطره 20 كيلومترًا. في النجوم النيوترونية ، طغت قوة الجاذبية على مقاومة الإلكترونات للضغط وأجبرتها على الاندماج مع البروتونات لتشكيل نيوترونات. حتى نوى الذرات يتم طمسها في هذه العملية ، وأخيرًا توقف المقاومة الجماعية للنيوترونات للضغط الانهيار. في هذه المرحلة ، تكون مادة النجم كثيفة جدًا لدرجة أن كل سنتيمتر مكعب يزن عدة مليارات من الأطنان. بالنسبة للنجوم التي تنهي حياتها تزن أكثر من بضعة أضعاف كتلة الشمس ، حتى مقاومة النيوترونات ليست كافية لإيقاف الانهيار الجاذبي الذي لا يرحم. يصبح النجم في النهاية ثقبًا أسودًا ، منطقة في الفضاء ضخمة جدًا بحيث لا يمكن للضوء أو المادة الهروب منها.

كان وجود الأقزام البيضاء معروفًا لبعض الوقت ، وقد تم اكتشاف العديد منها باستخدام التلسكوبات الأرضية. ومع ذلك ، كانت النجوم النيوترونية والثقوب السوداء موجودة فقط في نظرية متنازع عليها كثيرًا حتى عصر الفضاء.

النجوم النيوترونية والمستعرات الأعظمية

يتضمن اكتشاف وفهم النجوم النيوترونية دراسات لنوعين غير مفهومين جيدًا من الأجسام الفضائية ، المستعرات الأعظمية والنجوم النابضة. المستعرات الأعظمية هي انفجارات عنيفة للغاية ، ينفجر فيها نجم فجأة ، ويصب الكثير من الطاقة التي قد تتفوق عليها لبضعة أيام كل النجوم الأخرى في مجرتهم مجتمعة. النجوم النابضة ، التي اكتشفها علماء الفلك الراديوي لأول مرة في عام 1967 ، هي مصادر لدفعات متباعدة بدقة شديدة من موجات الراديو. كانت هذه الانفجارات منتظمة جدًا ، في الواقع ، لدرجة أن العلماء الذين اكتشفوها تساءلوا لفترة وجيزة عما إذا كانوا قد وجدوا إشارات متولدة بشكل مصطنع من حضارة بين النجوم.

أدى اكتشاف النجم النابض في بقايا المستعر الأعظم للسديم السرطان إلى تكوين كبير في فهمنا للنجوم النابضة والمستعرات الأعظمية. تحدث المستعرات الأعظمية في نهاية عمر النجم الهائل ، عندما يكون عملاق أحمر فائق ، مع نفاد وقوده النووي تقريبًا. عندما يصبح اللب المركزي كثيفًا جدًا بحيث تبدأ الإلكترونات والبروتونات في تكوين نيوترونات ، فإنه ينهار بشكل كارثي ليشكل نجمًا نيوترونيًا. في هذه العملية ، يتم إطلاق المزيد من الطاقة أكثر من النجم المتولد من الوقود النووي ، مما ينتج عنه انفجار يتم فيه تسخين كل ذرة في الأجزاء الخارجية للنجم إلى أكثر من مليون درجة. تم تدمير النجم حرفياً في لحظة ، لكن الحطام الناتج عن الانفجار يضيء لفترة وجيزة بطاقة مليار شمس.

إلى جانب تناثر الحطام النجمي في الفضاء ، فإن انفجارات المستعرات الأعظمية تترك وراءها "رمادًا" (النواة الكثيفة المنهارة ، المصنوعة من النيوترونات) حيث كان هناك نجم سابقًا. يتم تعزيز المجال المغناطيسي الضعيف للنجم الأصلي بشكل كبير في حالة الانهيار ، وقد يكون للنواة المتبقية ، النجم النيوتروني ، مجال مغناطيسي أقوى تريليونات المرات من المجال المغناطيسي للأرض. كما يزداد دوران النجم بشكل كبير أثناء الانهيار ، ويدور النجم النيوتروني الناتج عدة مرات في الثانية. تكتسح حزم موجات الراديو والأشعة السينية والإشعاعات الأخرى ، التي ربما تكون مركزة بواسطة المجال المغناطيسي القوي ، الفضاء مثل الحزمة الدوارة للمنارة. أصبح النجم النيوتروني نجمًا نابضًا.

تم اكتشاف النجوم النابضة بالصدفة أثناء دراسة مصادر الراديو "المتلألئة" في السماء. هذا الوميض ليس بسبب غلافنا الجوي ، مثل وميض النجوم. وبدلاً من ذلك ، فهو ناتج عن الغاز البينجمي شديد التخلخل ، والذي يؤثر على مرور الموجات الراديوية. مع استمرار الدراسة ، لاحظ العلماء في جامعة كامبريدج أن التلألؤ في بعض المصادر كان دوريًا ، وتأتي الإشارات على فترات منتظمة من ثانية واحدة أو ثانيتين أو أقل.

تدريجيا ، تم اكتشاف المزيد من النجوم النابضة. أسرع واحد معروف حتى الآن ، والذي يدور بمعدل 30 مرة في الثانية ، هو في سديم السرطان ، بقايا انفجار مستعر أعظم تمت ملاحظته في عام 1054 بعد الميلاد ، عندما تم العثور على هذا النجم النابض السريع ، سرعان ما أدرك أنه يجب أن يكون نيوترونًا. نجمة. يمكن للنجم النيوتروني فقط أن يظل سليما في ظل هذا الدوران السريع دون أن يتفكك. (سيبقى الثقب الأسود الدوار سليما ، لكنه لن ينتج إشارة منتظمة).

الآن بعد أن أصبح بإمكاننا رؤية الكون على ضوء الأشعة السينية وأشعة جاما ، تم العثور على المزيد من الخصائص غير المتوقعة للنجوم النابضة. فشلت النظريات التي كانت ناجحة إلى حد ما في تفسير النجم النابض لسديم السرطان في التنبؤ أو تفسير الظواهر الموجودة في ألمع نجم نابض لأشعة غاما ، الموجود في كوكبة الشلال. هناك حاجة إلى نظريات جديدة لشرح كيف يمكن للنجوم النابضة أن تخلق موجات راديو مكثفة ، وضوء مرئي ، وأشعة سينية ، وأشعة جاما ، كلها في نفس الوقت.

تم العثور على العديد من النجوم النيوترونية من نوع آخر مع تلسكوبات الأشعة السينية التي تدور حولها. لا يمكننا عادةً اكتشاف الحرارة المتبقية من انهيارها ، ولكن بدلاً من ذلك نكتشف الأشعة السينية من المادة التي يتم تسخينها بشكل مكثف أثناء سقوطها بسرعة نحو سطح النجم. جاء إدراك أن النجوم النيوترونية تمتص المواد المحيطة بها من اكتشاف النجم النابض للأشعة السينية Hercules X-l في عام 1971. كشفت الدراسة التفصيلية لمصدر الأشعة السينية هذا عن اختلافات صغيرة جدًا في فترة النبض البالغة 1.2 ثانية. أثبتت المزيد من الدراسات أن هذه الاختلافات الصغيرة كانت ناجمة عن حركة النجم النيوتروني في مدار حول نجم آخر.

لقد تعلمنا الآن أن معظم النجوم النيوترونية الباعثة للأشعة السينية تدور حول نجوم أخرى ، بخلاف النجوم العادية. في بعض الحالات ، تكون النجوم قريبة جدًا لدرجة أن الجاذبية الشديدة للنجم النيوتروني تسحب الغاز بعيدًا عن الغلاف الجوي لرفيقه. حتى عندما تكون النجوم متباعدة ، قد تجمع النجوم النيوترونية المواد من الرياح النجمية للرفاق. عندما يتم سحب الغاز من النجم العادي إلى سطح النجم النيوتروني ، فإن طاقة الجاذبية للنجم النيوتروني تسخن الغاز إلى ملايين الدرجات. يعطي الغاز الساخن أشعة سينية تحدد لنا موقع النجم النيوتروني غير المرئي. تستمد النجوم النابضة للأشعة السينية طاقتها من تراكم المادة ، فالنجوم النابضة التي اكتشفها علماء الفلك الراديوي هي في الغالب نجوم مفردة تستهلك طاقتها في الدوران وبالتالي تتباطأ تدريجيًا.

الثقوب السوداء: نقطة النهاية

عندما تكون جاذبية النجم المنهار أقوى من أن تقاومها حتى النيوترونات ، فقد يتشكل ثقب أسود. الثقب الأسود هو كتلة نقطية في الفضاء ، محاطة بمنطقة سوداء بالمعنى الحرفي للكلمة ، تكون فيها الجاذبية قوية جدًا بحيث لا يمكن لأي مادة ، ولا حتى الضوء ، الهروب منها. ولكن ، تمامًا كما في حالة النجم النيوتروني ، فإن المادة التي تسقط باتجاه الثقب الأسود يتم تسخينها بشكل مكثف ، مما ينتج عنه أشعة سينية غزيرة يمكن اكتشافها بواسطة تلسكوبات تحلق فوق الغلاف الجوي.

من المحتمل أن تكون بعض مصادر الأشعة السينية الأكثر سطوعًا في مجرتنا عبارة عن ثقوب سوداء تدور بشكل وثيق مع نجوم عادية نسبيًا. مصدر الأشعة السينية المسمى Cygnus X-l هو مثال مشهور. في عام 1971 ، علم علماء الفلك أن Cygnus X-l كان مرتبطًا بنجم مرئي يمثل أيضًا مصدرًا لاسلكيًا. هذا الاكتشاف هو مثال مهم لكيفية عمل التلسكوبات الضوئية والراديوية الأرضية جنبًا إلى جنب مع تلسكوبات الأشعة السينية المدارية لحل مشاكل علم فلك عصر الفضاء. تم تأكيد هوية الرفيق النجمي عندما لوحظ أن كلا من مصدر الراديو ومصدر الأشعة السينية يتغيران بشكل كبير ومتزامن في الشدة. أدت ملاحظات طيف النجم المرئي وتغيرات سرعته كما هو ومرافقة مصدر الأشعة السينية في مداراتهما إلى تقدير كتلة مصدر الأشعة السينية. يبدو أن هذا النجم غير المرئي الذي ينتج أشعة سينية تبلغ كتلته ستة أضعاف كتلة شمسنا على الأقل ، أي أكثر بكثير مما يمكن أن تدعمه مقاومة النيوترونات. بمقارنة الكتلة المستخلصة بالحدود النظرية لكتل ​​النجوم النيوترونية ، نستنتج أن مصدر الأشعة السينية غير المرئي في نظام النجم الثنائي Cygnus X-l يجب أن يكون ثقبًا أسود. ومع ذلك ، فإن الدليل محدود بالضرورة - لا يمكنك رؤية ثقب أسود - وهناك حاجة إلى مزيد من الدراسات حول هذا المصدر وغيره من مصادر الأشعة السينية الكونية.


منحة مؤسسة العلوم الوطنية لتسليط الضوء على أبحاث نيوترون ستار

بتمويل جديد من مؤسسة العلوم الوطنية ، تواصل عالمة الفيزياء الفلكية في ولاية كاليفورنيا فولرتون جوسلين ريد وطلابها تحقيقاتهم في ما تكشفه موجات الجاذبية عن المادة داخل النجوم النيوترونية شديدة الكثافة.

لجهودها البحثية Read & # 8217s ، حصلت على ما يقرب من 205000 دولار من مؤسسة العلوم الوطنية لمدة ثلاث سنوات لمشروعها & # 8220RUI: المادة الكثيفة وموجات الجاذبية: اندماج ثنائيات النجوم النيوترونية. & # 8221 حصلت على 65100 دولار في البداية - التمويل السنوي للمشروع ، والذي يبدأ في 1 يوليو.

لعبت ريد وطلابها ، الخبيرة الرائدة في النجوم النيوترونية الثنائية ، أدوارًا رئيسية في مرصد موجات الجاذبية بالليزر المتقدم (LIGO) واكتشاف العذراء للاندماج الكوني للنجوم النيوترونية في عام 2017.

& # 8220 قياساتنا لموجات الجاذبية تسلط ضوءًا جديدًا على خصائص المادة الفائقة ، والتحقق من ملاحظات النجوم النيوترونية من علم الفلك الكهرومغناطيسي وإبلاغ الحسابات في الفيزياء النووية ، & # 8221 قال ريد ، أستاذ الفيزياء المساعد والمدير المساعد لـ CSUF & # 8217s فيزياء موجات الجاذبية ومركز علم الفلك.

من خلال المشروع الممول من NSF ، سيستكشف طلاب الفيزياء تأثير المادة الكثيفة على موجات الجاذبية.

& # 8220 هذا البحث يقدمهم إلى المجتمع العلمي ، ويطلق شرارة المشاركة المستقبلية في الفيزياء الفلكية الجاذبية ، وعلوم البيانات والهندسة ، & # 8221 تمت إضافته.

يشمل الطلاب المشاركون في المشروع إريك فلين الذي قاد تطوير البرامج لدمج المعلومات من عمليات المحاكاة الحاسوبية في تنبؤات الموجات الثقالية. يعمل Flynn ، وهو طالب دراسات عليا ، مع متعاونين LIGO و Virgo في أوروبا لدمج عمله مع البنية التحتية لـ LIGO. كما أنه يعمل على ورقة جديدة لوصف بعض النتائج الأولى مع الكود الخاص به.

كما انضم طالب الدراسات العليا Amauri Tapia إلى المشروع لتحسين توصيف المادة النووية في التحليل.

يتعلم الطالب إريك ليون كيف يقيس ليجو خصائص مصادر موجات الجاذبية. في هذا الصيف ، يجري بحثًا عن الموجات الثقالية في جامعة برمنغهام بالمملكة المتحدة.

يقود Read أيضًا مجموعة LIGO & # 8217s Extreme Matter ، التي تستكشف دور المادة في موجات الجاذبية. شاركت هي وزملاؤها مؤخرًا في تأليف ورقة بحثية جديدة تدرس التصميمات الداخلية شديدة الكثافة للنجوم النيوترونية في اندماج 2017 ، نُشرت في رسائل المراجعة البدنية. قال ريد إن عملهم وضع حدودًا جديدة للحجم المحتمل للنجوم النيوترونية ، مما يشير إلى أنها قد تكون أكثر إحكاما مما كان متوقعا.

قالت ريد إن ترقيات أجهزة كشف LIGO جارية ، مضيفة أنها وزملاؤها في LIGO Scientific Collaboration يتطلعون إلى عصر تُستخدم فيه الملاحظات المنتظمة للتعرف على مصادر الفيزياء الفلكية.

تلقت ريد العديد من المنح الأخرى لأبحاثها ، بما في ذلك ما يقرب من مليون دولار من مؤسسة العلوم الوطنية لتجنيد ودعم الطلاب ناقصي التمثيل في علم الموجات الثقالية.

كانت جوسلين ريد متحدثة مدعوة عن النجوم النيوترونية وموجات الجاذبية في مهرجان العلوم العالمي في مدينة نيويورك. الائتمان: مهرجان العلوم العالمي / جريج كيسلر
دعا محادثات على المتطرفة
مادة النجم النيوتروني

كانت عالمة الفيزياء الفلكية جوسلين ريد جزءًا من حلقة نقاشية في 31 مايو لأبرز الخبراء في الفيزياء الفلكية لموجات الجاذبية في مهرجان العلوم العالمي بجامعة نيويورك ، حيث ناقشت & # 8220A الاندماج في الفضاء: الثقوب السوداء والنجوم النيوترونية. & # 8221

تحدثت أيضًا في ورشة العمل & # 8220Nuclear Astrophysics in the New Era of Multi-Messenger Astronomy ، & # 8221 التي نظمتها Annals of Physics وعقدت في مركز الفيزياء النظرية بجامعة كولومبيا ، بالتعاون مع مهرجان العلوم العالمي.

في وقت سابق من هذا الشهر ، تمت دعوة ريد لتقديم عرض تقديمي عام حول بحثها في المؤتمر الثالث عشر حول تقاطعات الجسيمات والفيزياء النووية في بالم سبرينغز. كما قدمت عرضًا تقديميًا مدعوًا حول & # 8220New Extraterrestrations of the Dense Matter Equation of State & # 8221 في اجتماع أبريل 2018 للجمعية الفيزيائية الأمريكية في كولومبوس ، أوهايو.


هل تألق النجوم النيوترونية؟ - الفلك

عندما ينهار النجم ، هل يظل ساخناً ولامعاً؟ لطالما اعتقدت أن "موت نجم" يعني حقًا أن - يتحول النجم إلى صخرة بسيطة. هل هو نفسه مع النجوم النيوترونية؟

بعد موت النجم ، لا يزال هناك بعض الحرارة المتبقية. هذه الحرارة تجعل النجم (القزم الأبيض أو النجم النيوتروني) يتوهج ، على الرغم من أنه لا ينتج أي طاقة. في النهاية ، يبرد النجم ويصبح بالفعل كتلة من الرماد ، والذي نسميه "القزم الأسود".

سؤال واضح: إذا ظل النجم النيوتروني ساخنًا ، فما هو الثقب الأسود حقًا؟ هل هي التفرد الخالص أم أنها تشغل حيزًا ما؟

الثقب الأسود هو الاستثناء. الثقوب السوداء متفردة ، أو متفردة تقريبًا ، وبالتالي ليس لها درجة حرارة بالمعنى المعتاد. أي طاقة في الثقب الأسود ، سواء كانت كتلة أو حرارة ، تذهب إلى تعميق جاذبية الثقب.

تم آخر تحديث لهذه الصفحة في 27 حزيران (يونيو) 2015.

عن المؤلف

ديف كورنريتش

كان ديف مؤسس Ask an Astronomer. حصل على درجة الدكتوراه من جامعة كورنيل عام 2001 وهو الآن أستاذ مساعد في قسم الفيزياء والعلوم الفيزيائية بجامعة ولاية هومبولت في كاليفورنيا. هناك يدير نسخته الخاصة من اسأل الفلكي. كما أنه يساعدنا في حل مسألة الكوسمولوجيا الغريبة.


نظرية جديدة لكيفية تألق الثقوب السوداء والنجوم النيوترونية

هنا ، تُظهر محاكاة حاسوبية فائقة ضخمة التقلبات القوية في كثافة الجسيمات التي تحدث في البيئات شديدة الاضطراب التي تستضيف الثقوب السوداء والنجوم النيوترونية. المناطق الزرقاء الداكنة هي مناطق منخفضة كثافة الجسيمات ، بينما المناطق الصفراء هي مناطق شديدة الكثافة. تتسارع الجسيمات إلى سرعات عالية للغاية بسبب التفاعلات مع التقلبات شديدة الاضطراب في هذه البيئة. الائتمان: صورة من دراسة منشورة

على مدى عقود ، ظل العلماء يتكهنون حول أصل الإشعاع الكهرومغناطيسي المنبعث من المناطق السماوية التي تستضيف الثقوب السوداء والنجوم النيوترونية - وهي أكثر الأشياء غموضًا في الكون.

يعتقد علماء الفيزياء الفلكية أن هذا الإشعاع عالي الطاقة - الذي يجعل النجوم النيوترونية والثقوب السوداء تتألق - تتولد من الإلكترونات التي تتحرك بسرعة الضوء تقريبًا ، لكن العملية التي تسرع هذه الجسيمات ظلت لغزًا.

الآن ، قدم باحثون في جامعة كولومبيا تفسيرًا جديدًا للفيزياء الكامنة وراء تسارع هذه الجسيمات النشطة.

في دراسة نشرت في عدد ديسمبر من مجلة الفيزياء الفلكية، استخدم عالما الفيزياء الفلكية Luca Comisso و Lorenzo Sironi عمليات محاكاة حاسوبية فائقة ضخمة لحساب الآليات التي تسرع هذه الجسيمات. وخلصوا إلى أن تنشيطهم هو نتيجة التفاعل بين الحركة الفوضوية وإعادة توصيل المجالات المغناطيسية فائقة القوة.

قال لوكا كوميسو ، عالم أبحاث ما بعد الدكتوراة في جامعة كولومبيا والمؤلف الأول في الدراسة.

وأضاف: "المنطقة التي تحتوي على الثقوب السوداء والنجوم النيوترونية يتخللها غاز شديد السخونة من الجسيمات المشحونة ، وخطوط المجال المغناطيسي التي تسحبها الحركات الفوضوية للغاز ، تؤدي إلى إعادة اتصال مغناطيسي قوي". "بفضل المجال الكهربائي الناجم عن إعادة الاتصال والاضطراب ، يتم تسريع الجسيمات إلى أقصى طاقاتها ، أعلى بكثير من أقوى مسرعات على وجه الأرض ، مثل مصادم الهادرونات الكبير في سيرن."

عند دراسة الغاز المضطرب ، لا يستطيع العلماء التنبؤ بالحركة الفوضوية بدقة. يعتبر التعامل مع رياضيات الاضطراب أمرًا صعبًا ، ويشكل إحدى المشكلات الرياضية السبعة "جائزة الألفية". لمواجهة هذا التحدي من وجهة نظر الفيزياء الفلكية ، صمم كوميسو وسيروني عمليات محاكاة حاسوبية فائقة مكثفة - من بين أكبر المحاكاة التي تم إجراؤها في العالم في هذا المجال البحثي - لحل المعادلات التي تصف الاضطراب في غاز من الجسيمات المشحونة.

The rapidly spinning neutron star embedded in the center of the Crab nebula is the dynamo powering the nebula's eerie interior bluish glow. The blue light comes from electrons whirling at nearly the speed of light around magnetic field lines from the neutron star. The neutron star, the crushed ultra-dense core of the exploded star, like a lighthouse, ejects twin beams of radiation that appear to pulse 30 times a second. Credit: NASA, ESA, J. Hester (Arizona State University)

"We used the most precise technique—the particle-in-cell method—for calculating the trajectories of hundreds of billions of charged particles that self-consistently dictate the electromagnetic fields. And it is this electromagnetic field that tells them how to move," said Sironi, assistant professor of astronomy at Columbia and the study's principal investigator.

Sironi said that the crucial point of the study was to identify role magnetic reconnection plays within the turbulent environment. The simulations showed that reconnection is the key mechanism that selects the particles that will be subsequently accelerated by the turbulent magnetic fields up to the highest energies.

The simulations also revealed that particles gained most of their energy by bouncing randomly at an extremely high speed off the turbulence fluctuations. When the magnetic field is strong, this acceleration mechanism is very rapid. But the strong fields also force the particles to travel in a curved path, and by doing so, they emit electromagnetic radiation.

"This is indeed the radiation emitted around black holes and neutron stars that make them shine, a phenomenon we can observe on Earth," Sironi said.

The ultimate goal, the researchers said, is to get to know what is really going on in the extreme environment surrounding black holes and neutron stars, which could shed additional light on fundamental physics and improve our understanding of how our Universe works.

They plan to connect their work even more firmly with observations, by comparing their predictions with the electromagnetic spectrum emitted from the Crab Nebula, the most intensely studied bright remnant of a supernova (a star that violently exploded in the year 1054). This will be a stringent test for their theoretical explanation.

"We figured out an important connection between turbulence and magnetic reconnection for accelerating particles, but there is still so much work to be done," Comisso said. "Advances in this field of research are rarely the contribution of a handful of scientists, but they are the result of a large collaborative effort."

Other researchers, such as the Plasma Astrophysics group at the University of Colorado Boulder, are making important contributions in this direction, Comisso said.


A new theory for how black holes and neutron stars shine bright

For decades, scientists have speculated about the origin of the electromagnetic radiation emitted from celestial regions that host black holes and neutron stars—the most mysterious objects in the universe.

Astrophysicists believe that this high-energy radiation—which makes neutron stars and black holes shine bright—is generated by electrons that move at nearly the speed of light, but the process that accelerates these particles has remained a mystery.

Now, researchers at Columbia University have presented a new explanation for the physics underlying the acceleration of these energetic particles.

In a study published in the December issue of مجلة الفيزياء الفلكية, astrophysicists Luca Comisso and Lorenzo Sironi employed massive super-computer simulations to calculate the mechanisms that accelerate these particles. They concluded that their energization is a result of the interaction between chaotic motion and reconnection of super-strong magnetic fields.

“Turbulence and magnetic reconnection—a process in which magnetic field lines tear and rapidly reconnect—conspire together to accelerate particles, boosting them to velocities that approach the speed of light,” said Luca Comisso, a postdoctoral research scientist at Columbia and first author on the study.

ابق على اطلاع بأحدث أخبار العلوم. تعرف على علم الفلك والفضاء والمواضيع الأخرى الشيقة. اشترك مجانا »

“The region that hosts black holes and neutron stars is permeated by an extremely hot gas of charged particles, and the magnetic field lines dragged by the chaotic motions of the gas, drive vigorous magnetic reconnection,” he added. “It is thanks to the electric field induced by reconnection and turbulence that particles are accelerated to the most extreme energies, much higher than in the most powerful accelerators on Earth, like the Large Hadron Collider at CERN.”

When studying turbulent gas, scientists cannot predict chaotic motion precisely. Dealing with the mathematics of turbulence is difficult, and it constitutes one of the seven “Millennium Prize” mathematical problems. To tackle this challenge from an astrophysical point of view, Comisso and Sironi designed extensive super-computer simulations —among the world’s largest ever done in this research area—to solve the equations that describe the turbulence in a gas of charged particles.

“We used the most precise technique—the particle-in-cell method—for calculating the trajectories of hundreds of billions of charged particles that self-consistently dictate the electromagnetic fields. And it is this electromagnetic field that tells them how to move,” said Sironi, assistant professor of astronomy at Columbia and the study’s principal investigator.

Sironi said that the crucial point of the study was to identify role magnetic reconnection plays within the turbulent environment. The simulations showed that reconnection is the key mechanism that selects the particles that will be subsequently accelerated by the turbulent magnetic fields up to the highest energies.

The simulations also revealed that particles gained most of their energy by bouncing randomly at an extremely high speed off the turbulence fluctuations. When the magnetic field is strong, this acceleration mechanism is very rapid. But the strong fields also force the particles to travel in a curved path, and by doing so, they emit electromagnetic radiation.

“This is indeed the radiation emitted around black holes and neutron stars that make them shine, a phenomenon we can observe on Earth,” Sironi said.

The ultimate goal, the researchers said, is to get to know what is really going on in the extreme environment surrounding black holes and neutron stars, which could shed additional light on fundamental physics and improve our understanding of how our Universe works.

They plan to connect their work even more firmly with observations, by comparing their predictions with the electromagnetic spectrum emitted from the Crab Nebula, the most intensely studied bright remnant of a supernova (a star that violently exploded in the year 1054). This will be a stringent test for their theoretical explanation.

“We figured out an important connection between turbulence and magnetic reconnection for accelerating particles, but there is still so much work to be done,” Comisso said. “Advances in this field of research are rarely the contribution of a handful of scientists, but they are the result of a large collaborative effort.”

Other researchers, such as the Plasma Astrophysics group at the University of Colorado Boulder, are making important contributions in this direction, Comisso said.

Provided by: Columbia University

معلومات اكثر: Luca Comisso et al. The Interplay of Magnetically Dominated Turbulence and Magnetic Reconnection in Producing Nonthermal Particles. مجلة الفيزياء الفلكية (2019). DOI: 10.3847/1538-4357/ab4c33

صورة: Here, a massive super-computer simulation shows the strong particle density fluctuations that occur in the extreme turbulent environments that host black holes and neutron stars. Dark blue regions are low particle density regions, while yellow regions are strongly over-dense regions. Particles are accelerated to extremely high speeds due to the interactions with strongly turbulence fluctuations in this environment.
تنسب إليه: Image from published study


Strange, Dense Matter: The Power of Neutron Stars [Video]

Neutron stars are among the densest things in the universe. They are dead stars where matter has been packed so tightly that the protons and electrons in atoms essentially fuse together to create matter made almost purely of neutrons. To discuss why these objects are so fascinating and useful for astronomy, astrophysicist Victoria Kaspi of McGill University in Montreal will present a public lecture tonight at 7 P.M. Eastern time that will be broadcast live here on this Web page.

&ldquoWe&rsquore trying to understand neutron stars, how they work and use them as tools to study really a whole variety of different physics and astrophysics, ranging from dynamics in binary systems&mdashincluding tests of general relativity&mdashall the way to binary evolution and stellar evolution, how stars are born, how stars live, how stars die,&rdquo Kaspi said in a teaser video previewing her lecture. &ldquoIt turns out that neutron stars are really excellent tools for doing very precise measurements in many cases.&rdquo The stars shine lighthouse-like beams of light that swirl in circles as the neutron stars rotate. &ldquoTheir beams cross the Earth and we see a flash of light,&rdquo Kaspi said, &ldquoand the rotation is really so regular that it&rsquos like ticks of a clock.&rdquo

The lecture, &ldquoThe Cosmic Gift of Neutron Stars,&rdquo is part of a lecture series at the Perimeter Institute for Theoretical Physics in Ontario. Online viewers can pose questions by tweeting to @Perimeter and using the #piLIVE hashtag.

You can view videos of some past Perimeter physics lectures below:
Isotopes as the Unlikely Hero of Modern Medicine
The Promise of Optical Atomic Clocks: Watch Live Wednesday
The Astonishing Simplicity of Everything
The Man Who Explained the Atom
The Future of Cosmology
The Upgraded LHC and the Search for the Higgs Boson
String Theory LEGOs for Black Holes

ABOUT THE AUTHOR(S)

Clara Moskowitz هو Scientific American's senior editor covering space and physics. She has a bachelor's degree in astronomy and physics from Wesleyan University and a graduate degree in science journalism from the University of California, Santa Cruz.


Scientists find evidence of missing neutron star

The leftovers from a spectacular supernova that revolutionised our understanding of how stars end their lives have finally been spotted by astronomers at Cardiff University.

The scientists claim to have found evidence of the location of a neutron star that was left behind when a massive star ended its life in a gigantic explosion, leading to a famous supernova dubbed Supernova 1987A.

For more than 30 years astronomers have been unable to locate the neutron star -- the collapsed leftover core of the giant star -- as it has been concealed by a thick cloud of cosmic dust.

Using extremely sharp and sensitive images taken with the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) telescope in the Atacama Desert of northern Chile, the team have found a particular patch of the dust cloud that is brighter than its surroundings, and which matches the suspected location of the neutron star.

The findings have been published in مجلة الفيزياء الفلكية.

Lead author of the study Dr Phil Cigan, from Cardiff University's School of Physics and Astronomy, said: "For the very first time we can tell that there is a neutron star inside this cloud within the supernova remnant. Its light has been veiled by a very thick cloud of dust, blocking the direct light from the neutron star at many wavelengths like fog masking a spotlight."

Dr Mikako Matsuura, another leading member of the study, added: "Although the light from the neutron star is absorbed by the dust cloud that surrounds it, this in turn makes the cloud shine in sub-millimetre light, which we can now see with the extremely sensitive ALMA telescope."

Supernova 1987A was first spotted by astronomers on Feb 23, 1987, when it blazed in the night sky with the power of 100 million suns, and continuing to shine brightly for several months.

The supernova was discovered in a neighbouring galaxy, the Large Magellanic Cloud, only 160,000 light years away.

It was the nearest supernova explosion observed in over 400 years and, since its discovery, has continued to fascinate astronomers who have been presented with the perfect opportunity to study the phases before, during, and after the death of a star.

The supernova explosion that took place at the end of this star's life resulted in huge amounts of gas with a temperature of over a million degrees, but as the gas began to cool down quickly below zero degrees centigrade, some of the gas transformed into a solid, i.e. dust.

The presence of this thick cloud of dust has long been the main explanation as to why the missing neutron star has not been observed, but many astronomers were sceptical about this and began to question whether their understanding of a star's life was correct.

"Our new findings will now enable astronomers to better understand how massive stars end their lives, leaving behind these extremely dense neutron stars," continued Dr Matsuura.

"We are confident that this neutron star exists behind the cloud and that we know its precise location. Perhaps when the dust cloud begins to clear up in the future, astronomers will be able to directly see the neutron star for the very first time."


شاهد الفيديو: إنفجار النجم ـ النجم النيوتروني الطارق ـ النجم النيوتروني المغناطيسي الثاقب ـ (أغسطس 2022).