Tag: gwiazda neutronowa

Gwiazda neutronowa zachowuje się jak mini-kwazar

Radosław B. AMBROŻY

W naszej galaktyce znajduje się niestabilny, jasny rentgenowsko obiekt podwójny o nazwie Hercules X-1, z którego wieje potężny wiatr w otaczającą przestrzeń kosmiczną. Układ składa się z gwiazdy neutronowej połączonej z gwiazdą podobną do Słońca. Gwiazda neutronowa odciąga materię od swojego towarzysza. Jego wynikowa akrecja obraca się szybko, a to wywołuje potężne wiatry. Wpływają na region pobliskiej przestrzeni. Jest to niesamowicie podobne do tego, jak centralna czarna dziura kwazara wysyła wiatry, aby wpłynąć na całą galaktykę macierzystą.

Zespół kierowany przez Petera Koseca, doktora habilitowanego w Massachusetts Institute of Technology (MIT), chciał zmierzyć wiatry wiejące z dysku akrecyjnego Herculesa X-1. To dlatego, że jego chybotanie daje im wyjątkową perspektywę.

Dysk naprawdę chwieje się w czasie co 35 dni, a wiatry pochodzą gdzieś z dysku i z czasem przekraczają naszą linię wzroku na różnych wysokościach nad dyskiem. To bardzo unikalna właściwość tego systemu, która pozwala nam lepiej zrozumieć jego właściwości wiatru pionowego.powiedział Kosec.

Korzystając z precesji ( którą możemy porównać do “chybotania”), zespół Koseca uzyskał pomiary wiatru z różnych perspektyw. Rezultatem jest dwuwymiarowa mapa pionowego kształtu i struktury wiatru. Pomiary śledziły również zmienne prędkości wiatru na różnych liniach widzenia, w zakresie od 250 do 800 km / s. Analiza zespołu sugeruje, że zmiany wiatru są związane z chybotaniem dysku. Wydaje się, że “struktura” wiatru precesuje wraz z dyskiem.

“Wykonywanie promieni rentgenowskich” dysku i wiatrów gwiazdy neutronowej

Zespół wykorzystał dwa teleskopy rentgenowskie – XMM-Newton i Obserwatorium Chandra – aby przyjrzeć się Herculesowi X-1. Dało to widok krawędzi wirującego dysku gwiazdy neutronowej poruszającej się w górę i w dół, gdy się chwiała.

To, co mierzymy, to widmo promieniowania rentgenowskiego, co oznacza ilość fotonów rentgenowskich, które docierają do naszych detektorów, w porównaniu z ich energią. Mierzymy linie absorpcyjne lub brak promieniowania rentgenowskiego przy bardzo specyficznych energiach. Na podstawie stosunku siły różnych linii możemy określić temperaturę, prędkość i ilość plazmy w wietrze dysku.powiedział Kosec.

Obserwacje wykazały oznaki wiatrów dyskowych na zmieniających się wysokościach, a nie na pojedynczej, stałej wysokości nad jednolicie obracającym się dyskiem. Emisje rentgenowskie i linie absorpcyjne ujawniły temperaturę i gęstość wiatrów na różnych wysokościach nad dyskiem. Dane te zostały następnie wykorzystane do skonstruowania dwuwymiarowej mapy pionowej struktury wiatru.

Widzimy, że wiatr wznosi się z dysku, pod kątem około 12 stopni w stosunku do dysku, gdy rozszerza się w przestrzeni. Staje się również coraz zimniejsza, bardziej grudkowata i słabsza na większych wysokościach nad dyskiem.mówi Kosec.

Wiatry gwiazd neutronowych i wiatry kwazarów

Artystyczna koncepcja kwazara SDSS J135246.37+423923.5. Wypycha gęste wiatry z rdzenia. Czy jego wietrzne usposobienie może mieć podobne pochodzenie jak wiatry wypływające z gwiazdy neutronowej w Herkulesie X-1? Obserwatorium Gemini przyjrzało się temu w świetle podczerwonym, co pozwoliło astronomom zmierzyć prędkość wietrznego wypływu na prawie 13% prędkości światła. Źródło: International Gemini Observatory/NOIRLab/NSF/AURA/P. Marenfeld

Na pierwszy rzut oka działanie wiatru wokół Herculesa X-1 wydaje się podobne do tego, co dzieje się wokół supermasywnych czarnych dziur w jądrach galaktyk. Kwazary, na przykład, mają te osadzone czarne dziury z wiatrami rozwiewającymi ich dyski akrecyjne. Jednak w przypadku większości układów dysków akrecyjnych astronomowie mają bardzo ograniczony punkt widzenia. Nie zawsze widzą jedno kołysanie, tak jak Hercules X-1.

Kosac wskazuje, że jeśli astronomowie mogą mapować wiatry dysków wokół różnych obiektów, od gwiazd neutronowych po jądra kwazarów, może to dać im znacznie lepszy wgląd w to, jak te obiekty wpływają na ich otoczenie. Mogą odgrywać rolę w kształtowaniu innych działań we wszechświecie w ogóle. Aby dowiedzieć się więcej, astronomowie muszą zmierzyć więcej chwiejnych systemów. Mapowanie ich może dać wgląd w to, w jaki sposób wiatry dyskowe wpływają na powstawanie i ewolucję układów gwiezdnych. W przypadku kwazarów może to pomóc im zrozumieć wpływ na całe galaktyki.

Określanie pochodzenia wiatru dysku

Wiatry dyskowe są w rzeczywistości wynikiem dysku akrecyjnego wokół masywnego obiektu, ponieważ przyciąga on materię. Pomyśl o nich jako o gigantycznych wirach gazu i pyłu, często widywanych wokół gwiazd neutronowych i czarnych dziur. Kiedy się obracają, wywołują te potężne wiatry, które faktycznie popychają i ciągną plazmę w dysku. W najpotężniejszym momencie wiatry dyskowe z tych obiektów nagrzewają się i wydmuchują gaz i pył.

Nie jest do końca jasne, w jaki sposób zaczynają się wiatry. W rentgenowskim układzie podwójnym mogą być wynikiem promieniowania gwiazdy neutronowej nagrzewającej się i odparowującej powierzchnię dysku. Materiał może oderwać dysk i wytworzyć porywiste wiatry. Albo niezwykle silne pole magnetyczne gwiazdy neutronowej może rozdrabniać dysk i wyrzucać materię w przestrzeń kosmiczną. Te najnowsze obserwacje MIT mogą stanowić cenne narzędzie do analizy, w jaki sposób powstają wszystkie takie wiatry.

Kiedy gwiazdy neutronowe zderzają się, eksplozja jest idealnie sferyczna

Radosław B. AMBROŻY

Kilonowe to niesamowicie potężne eksplozje. Podczas gdy regularne supernowe występują, gdy zderzają się dwa białe karły lub jądro masywnej gwiazdy zapada się w gwiazdę neutronową, kilonowe występują, gdy zderzają się dwie gwiazdy neutronowe. Można by pomyśleć, że zderzenia gwiazd neutronowych wytworzą eksplozje o różnych dziwnych kształtach w zależności od kąta i prędkości zderzeń, ale nowe badania pokazują, że kilonowe są bardzo sferyczne, a to ma poważne implikacje dla kosmologii.

Eksplozje Kilonova zostały po raz pierwszy przewidziane w 1974 roku, ale byliśmy w stanie wiarygodnie je zidentyfikować dopiero w ostatniej dekadzie. Częściowo wynika to ze szczegółowej analizy spektralnej i częściowo z naszej zdolności do wykrywania łączenia się gwiazd neutronowych za pomocą fal grawitacyjnych. Połączenie danych grawitacyjnych i optycznych daje nam znacznie lepsze zrozumienie tych kolizji. Eksplozje Kilonova odgrywają kluczową rolę w ewolucji wszechświata, szczególnie w sposobie tworzenia ciężkich pierwiastków. Gwiazdy neutronowe są gęstą masą nukleonów, więc ich zderzenie tworzy i rozprasza większość pierwiastków dalej wzdłuż układu okresowego niż żelazo. Elementy takie jak złoto i platyna. Większość krytycznych materiałów dla naszej elektroniki powstaje w kilonowych. Ale szczegóły tego procesu nie są dobrze rozumiane, jak widać w tym ostatnim badaniu.

Zespół przyjrzał się danym z fali grawitacyjnej GW170817. Zdarzenie było również obserwowane na falach optycznych jako AT2017gfo. Z danych fal grawitacyjnych wiemy, że dwie gwiazdy neutronowe okrążały się około 100 razy na sekundę tuż przed zderzeniem, co oznacza, że eksplozja powinna była rozszerzyć się jako nieco spłaszczony dysk. Ale kiedy zespół zmierzył ruch rozszerzającej się powłoki, znaleźli sferyczną powłokę lżejszych pierwiastków. Dlatego wiemy, że eksplozja była sferyczna, a wiemy, że nie dlatego, że gwiazdy neutronowe zderzyły się w jakiś niezwykły sferyczny sposób. Coś w eksplozji sprawia, że jest kulisty, czego zespół się nie spodziewał.

Nie wiemy, dlaczego takie eksplozje kilonowej są sferyczne, ale są pewne pomysły. Jednym z nich jest to, że dwie gwiazdy neutronowe łączą się, tworząc pojedynczą supermasywną gwiazdę neutronową, zanim zapadną się. Innym jest to, że tworzenie się czarnej dziury podczas zderzenia uwalnia intensywny sferyczny wybuch energii w ostatniej chwili, co powoduje, że materia rozszerza się w bardziej sferyczny sposób. Zrozumienie szczegółów tego procesu będzie przedmiotem dalszych badań i pomoże nam zrozumieć proces tworzenia elementów.

Istnieje drugorzędna korzyść z tego odkrycia i ma to związek z ciemną energią i kosmiczną ekspansją. Różne pomiary kosmicznej ekspansji wykazały wskaźniki, które nieco się ze sobą nie zgadzają. To “napięcie” w naszych pomiarach oznacza, że istnieje subtelny problem z naszym modelem kosmologicznym. Aby rozwiązać ten problem, astronomowie poszukiwali nowych sposobów pomiaru ekspansji kosmicznej. Dzięki tej pracy astronomowie mogli wykorzystać kilonowe jako standardową świecę do pomiaru kosmicznej ekspansji. Ponieważ wybuchy kilonnowych są sferyczne, astronomowie mogą porównać pozorny rozmiar wybuchu supernowej z jej rzeczywistym rozmiarem widzianym przez ruch gazu, a tym samym zmierzyć tempo ekspansji kosmicznej na różnych odległościach.

Wciąż jest wiele rzeczy, których nie rozumiemy na temat kilonowej, ale dzięki tym badaniom mamy nowe sposoby rozumienia ich i wszechświata jako całości.

Gorąca „kropelka” wskazuje na gwiazdę neutronową czającą się w Supernowej 1987A

Radosław B. AMBROŻY

Astronomowie od dawna podejrzewali, że w pyłowej otoczce SN 1987A kryje się gwiazda neutronowa wielkości miasta. A teraz są bliżej niż kiedykolwiek udowodnienia swojej teorii.

24 lutego 1987 roku nieoczekiwana kosmiczna eksplozja wstrząsnęła społecznością astronomiczną. Supernową 1987A (SN 1987A), zjawisko — wywołane przez implozję masywnej gwiazdy — było najbliższą obserwowaną supernową na Ziemi od czasu wynalezienia teleskopu. NIe doszło do tego jednak w naszej galaktyce. SN 1987A wybuchła w Wielkim Obłoku Magellana, który jest galaktyką satelitarną Drogi Mlecznej, która znajduje się około 170 000 lat świetlnych od Ziemi. Niemniej jednak SN 1987A była wciąż tak jasna, że ​​obserwatorzy gołym okiem mogli ją widzieć przez kilka tygodni.

Ale niezwykły widok pobliskiej supernowej na nocnym niebie Ziemi nie jest jedyną rzeczą, jaką obdarzył nas SN 1987A. Dało to również astronomom bezprecedensową okazję do zbadania, co wyzwala supernowe, a także jak tak potężne wybuchy rozchodzą się po ich otoczeniu. W rzeczywistości możemy zobaczyć falę uderzeniową z SN 1987A wciąż pędzącą na zewnątrz, wchodząc w interakcje z chmurami pyłu, które otaczają pierwotne miejsce kosmicznej eksplozji.

Pozostaje jednak trwała tajemnica: co pozostawiła po sobie SN 1987A? Według nowych badań odpowiedzią jest prawdopodobnie gwiazda neutronowa.

Szczątki SN 1987A

Od dłuższego czasu astronomowie zakładali, że SN 1987A początkowo pozostawiła po sobie gwiazdę neutronową. Dzieje się tak, ponieważ kilka godzin przed dotarciem do nas światła supernowej wykryli napływ cząstek neutrin omywających Ziemię, jak można by się spodziewać, gdyby w pobliżu wybuchła supernowa. Te prawie niepowstrzymane cząsteczki przedzierają się prosto przez gęsty materiał obecny podczas pączkującej supernowej — w przeciwieństwie do światła, które przez chwilę zostaje zatrzymane. W rzeczywistości SN 1987A był pierwszym, kiedy naukowcy wykryli neutrina spoza naszego Układu Słonecznego. Ale chociaż te neutrina prawie na pewno pochodzą z narodzin gwiazdy neutronowej w SN 1987A, astronomowie nie są pewni, czy ta gwiazda neutronowa żyje dalej, czy raczej szybko zapadła się w czarną dziurę. I pomimo dziesięcioleci monitorowania miejsca, obserwatorzy nie znaleźli jeszcze przekonujących oznak zwartego obiektu czającego się w pobliżu centrum SN 1987A. Przynajmniej do tej pory.

W nowym artykule opublikowanym 30 lipca w The Astrophysical Journal astronomowie donoszą, że znaleźli przekonujące dowody na to, że SN 1987a wciąż kryje w sobie gwiazdę neutronową, co czyniłoby ją najmłodszym tak znanym ciałem gwiezdnym. (Poprzedni rekordzista, Cassiopeia A, szacowany jest na około 330 lat). Astronomowie przeprowadzili badania przy użyciu Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) — radioteleskopu w Chile, który jest w stanie zajrzeć przez przesłaniający pył . Te nowe obrazy o niezwykle wysokiej rozdzielczości ujawniły gorącą „kroplę” czającą się w jądrze SN 1987A.

Jednak sama plamka nie jest gwiazdą neutronową. Ponieważ gwiazdy neutronowe kompresują około 1,4 masy Słońca w sferę o szerokości około 25 kilometrów, nie można ich zobaczyć bezpośrednio. Zamiast tego, nowo odkryta plama wydaje się być gigantycznym obłokiem gazu, który dramatycznie przyćmiewa swoje otoczenie i znajduje się dokładnie tam, gdzie według astronomów powinna znajdować się gwiazda neutronowa SN 1987A.

Musi być w chmurze coś, co rozgrzało kurz i sprawi, że będzie świecić.wyjaśnił współautor Mikako Matsuura z Cardiff University w komunikacie prasowym.

W swojej najdłuższej postaci kropelka obejmuje około 4000 jednostek astronomicznych – gdzie jedna jednostka astronomiczna to średnia odległość Ziemia-Słońce – i szacuje się, że ma temperaturę około 9 milionów stopni Fahrenheita (5 milionów stopni Celsjusza).

Dlatego sugerujemy, że w obłoku pyłu kryje się gwiazda neutronowa.dodał Matsuura.

Ta plama nie znajduje się jednak dokładnie w centrum SN 1987A; jest lekko przesunięta. Ale to nie jest błąd w teorii, to funkcja. Astronomowie od dawna podejrzewali, że SN 1987A eksplodował asymetrycznie, wyrzucając więcej materii w jednym kierunku niż w drugim. Zgodnie z trzecią zasadą dynamiki Newtona taki asymetryczny wybuch „odrzuciłby” gwiazdę neutronową w przeciwnym kierunku z prędkością setek kilometrów na sekundę. Tak więc, po prostu obliczając, jak daleko gwiazda neutronowa przebyła przestrzeń w ciągu ostatnich 30-stu lat, astronomowie mogą przewidzieć jej przesunięcie od środka SN 1987A. Jak się okazuje, właśnie tam znaleźli plamę na obrazach ALMA. Teraz, gdy astronomowie prawdopodobnie odkryli położenie gwiazdy neutronowej w SN 1987A – i nazwali ją „NS 1987A” – można rozpocząć prawdziwe poszukiwanie wyjaśnienia tego zjawiska.

Na początek naukowcy naprawdę chcą wiedzieć, czy NS 1987A jest pulsarem, czyli gwiazdą neutronową, która podczas rotacji emituje potężną wiązkę promieniowania radiowego. (Uwaga! wszystkie pulsary są gwiazdami neutronowymi. Ale nie wszystkie gwiazdy neutronowe są pulsarami). Chociaż astronomowie nie są do końca pewni, jaki mechanizm wytwarza strumień radiowy pulsara, sądzą, że ma to związek z takimi czynnikami, jak obrót gwiazdy i pole magnetyczne. Ale do tej pory astronomowie nie wykryli takich impulsów radiowych z kierunku SN 1987A. Co więcej, aktualna ilość energii w blobie nie wydaje się pozwalać na dodatkową energię pochodzącą z impulsów wewnątrz. Aby definitywnie ustalić, czy NS 1987A jest pulsarem, czy tylko zwykłą gwiazdą neutronową, astronomowie muszą kontynuować dopracowywanie szacowanej masy i temperatury plamki. Następnie, dokładnie wyszukując okresowe zmiany jasności plamki, mogą być w stanie powiązać wszelkie migotanie z jednostajnym rytmem pulsara w środku.

Do tego czasu jednak naukowcy są po prostu zadowoleni, że prawdopodobnie odkryta została licząca kilkadziesiąt lat tajemnica dotycząca tego, co czai się w rdzeniu SN 1987A. Ale mimo to można się założyć, że astronomowie nie przestaną śledzić następstw kosmicznej eksplozji w najbliższym czasie.

Fale grawitacyjne dadzą astronomom nowy sposób patrzenia do wnętrza gwiazd neutronowych

Radosław B. AMBROŻY

Trudno jest badać gwiazdy neutronowe. Znajdują się one w odległości lat świetlnych i mają tylko około 20 kilometrów średnicy. Są również wykonane z najgęstszego materiału we Wszechświecie. Tak gęste, że jądra atomowe łączą się, tworząc złożoną materię. Przez lata nasze rozumienie wnętrz opierało się na złożonych modelach fizycznych i na tym, jak niewiele danych udało nam się zebrać z teleskopów optycznych. Ale to zaczyna się zmieniać.

Wnętrzem gwiazdy neutronowej rządzi równanie stanu materii jądrowej, znane jako równanie Tolmana-Oppenheimera-Volkoffa (TOV). Równania są tak złożone, że wymagają potężnych komputerów do obliczenia, a odpowiedzi, które daje TOV, zależą od pewnych założeń, jakie przyjmujemy na temat zachowania materii jądrowej w dużych ilościach. Tak więc w naszym rozumieniu gwiazd neutronowych jest dużo niejasności. Wiemy, że mają one zazwyczaj około 20 kilometrów średnicy, ale nie znamy dokładnego związku między masą a rozmiarem gwiazdy neutronowej. Obserwacyjnie wiemy, że górna granica masy dla gwiazdy neutronowej wynosi około dwóch mas Słońca, ale nie znamy absolutnej granicy, jak w przypadku białych karłów. Nie wiemy również, czy kwarki mogą zostać uwolnione we wnętrzu, aby stworzyć dziwny rodzaj – gwiazdę kwarkową.

Jednym z wyzwań związanych z odpowiedzią na te pytania jest ograniczenie danych optycznych, którymi dysponujemy. Nie możemy zobaczyć wnętrza gwiazdy neutronowej, więc ograniczamy się do obserwacji pośrednich. Z obserwacji pulsarów radiowych wiemy na przykład, że gwiazdy neutronowe podlegają tak silnym trzęsieniom gwiazdowym, że zmieniają one prędkość rotacji gwiazdy neutronowej. To mówi nam, że gwiazdy neutronowe prawdopodobnie mają sztywną skorupę, która od czasu do czasu pęka, gdy gwiazda neutronowa się ochładza. Mamy również pewne pojęcie o wnętrzu gwiazdy neutronowej, obserwując widma supernowych powstałych podczas zderzeń gwiazd neutronowych. Powstałe w wyniku eksplozji elementy dają nam pośrednie dane o kompozycji wnętrza. Ale nasze rozumienie nadal w dużej mierze opiera się na teorii. Byłoby miło mieć nowy rodzaj narzędzia do badania gwiazd neutronowych, innego niż teleskopy optyczne.

Na szczęście dla nas mamy jeden. Teleskopy fal grawitacyjnych nie tylko wykryły łączenie się czarnych dziur, ale także łączenie gwiazd neutronowych. Fale wytwarzane przez spiralę dwóch gwiazd neutronowych nie są tak silne jak te wytwarzane przez czarne dziury, ale coraz lepiej je wykrywamy. Kolejna generacja teleskopów fal grawitacyjnych będzie w stanie bardziej szczegółowo badać łączenia się gwiazd neutronowych. To było przedmiotem nowego badania opublikowanego w Physical Review Letters.

W badaniu przyjrzano się, jak na fale grawitacyjne inspirujących gwiazd neutronowych wpływa rozmiar i kształt gwiazd neutronowych. W przeciwieństwie do łączenia czarnych dziur, które są całkowicie regulowane przez ogólną teorię względności, łączenia gwiazd neutronowych zależą częściowo od tego, jak gwiazdy neutronowe zmieniają kształt pod wpływem naprężeń grawitacyjnych. Jeśli gwiazdy neutronowe są sztywniejsze, to w miarę zbliżania się do siebie pozostaną dość kuliste, ale jeśli będą bardziej płynne, ulegną wcześnie deformacji. Zespół wykorzystał zaawansowany model do połączenia wzorów fal grawitacyjnych z równaniem stanu gwiazdy neutronowej i odkrył, że przyszłe obserwacje fal grawitacyjnych mogą zawęzić równanie stanu.

Wpływ na fale grawitacyjne jest niewielki, ale zespół stworzył model do kolejnego uruchomienia Advanced LIGO. Mają też gotowe modele dla następnej generacji instrumentów LIGO, znanych jako A+, które powinny mieć swoją pierwszą obserwację w 2025 roku. Nie powinno więc minąć dużo czasu, zanim otrzymamy falę danych, które mogą wreszcie ujawnić głębokie wnętrza gwiazd neutronowych.