천문학

병합하는 중성자 별의 발견이 중요한 이유는 무엇입니까?

병합하는 중성자 별의 발견이 중요한 이유는 무엇입니까?


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나는 여기있는 사람들이 이미 그것에 대해 들어 보았을 것이라고 확신합니다. 그러나 분명히 두 개의 초신성 잔여 물이 약 1 억 3 천만년 전에 충돌했고 수십억 킬로미터 떨어진 곳에서 충돌했습니다.

내가 무엇 하지 않았다 그러나 아직 들어 우리는 신경 써야합니다.

내 말은, 그것은 흥미로운 현상이고 그것을 측정하는 것은 결코 쉽지 않았습니다.

그러나 이제 우리는 그것을 들었습니다. 무엇이 바뀌 었습니까?

인정 할게요, 저는 천문학에 대해 특별히 잘 모르지만 궁금합니다.

이것을 달성 한 것의 의미는 무엇입니까? 우리가 알고 있는지 여부가 왜 중요합니까?


이것이 중요한 이유 :

그것은 먼저 중력파와 전자기 신호의 동시 감지 및 신호 대 잡음 측면에서 가장 강력한 GW 신호 (Abbott et al. 2017a). 그것은 GW 탐지 기술과 분석의 현실을 훌륭하게 확증합니다. 선조는 (상대적으로) 가까운 은하계 (Soares-Santos et al. 2017)에 모호하지 않게 위치하여 여러 다른 망원경으로 자세한 측정 값을 얻을 수 있습니다.

그것은 GW가 빛의 속도로 이동한다는 것을 보여 주며, 이는 아인슈타인의 일반 상대성 이론에 대한 추가 검증입니다 (Abbott et al. 2017b).

금, 백금, 오스뮴 등과 같은 매우 무거운 원소의 대부분은 중성자 별을 병합하여 그럴듯하게 생성되며 지역 우주에서 그러한 병합 속도를 제한한다는 것을 보여줍니다 (예 : Chornock et al. 2017; Tanvir et al. 2017). .

짧은 감마선 폭발 (우주에서 가장 에너지가 넘치는 폭발 중 일부)은 중성자 별 합병으로 인해 발생할 수 있음을 보여줍니다 (예 : Savchenko et al. 2017; Goldstein et al. 2017).

가장 가깝게 감지 된 짧은 감마선 버스트 (거리를 알고 있음)입니다. 선조가 또한 특성화 되었기 때문에 감마선과 이후의 X 선 및 전파 방출을 담당하는 것으로 생각되는 방출 및 제트 메커니즘의 기초가되는 흥미로운 물리학을 면밀히 조사 할 수 있습니다 (예 : Margutti et al. 2017; Alexander et al. 2017 ).

물질이 극도로 높은 밀도에서 어떻게 행동하는지에 대한 관찰 제약을 제공하여 기본 물리학에 대한 우리의 이해를 한계까지 테스트합니다. 예를 들어, 합병 전 중력파 신호 모멘트의 세부 사항은 밀도 $ 에서 중성자 별의 내부 상태를 진단합니다. sim 10 ^ {18} $ kg / m $ ^ 3 $ (Hinderer et al. 2010; Postnikov et al. 2010).

그것은 우주의 팽창을 측정하는 독립적 인 방법을 제공합니다. 이원 중력파 소스를 병합하는 것은 "표준 사이렌"으로 알려져 있습니다. GW 소스까지의 거리가 분석에서 곧바로 튀어 나와 확인 된 숙주 은하의 적색 편이와 비교할 수 있기 때문입니다 (Abbott et al. 2017c). 그 결과는 우주 마이크로파 배경과 다른 수단으로 보정 된 거리-적색 편이 관계를 사용하여 측정 한 결과와 일치하며, 적어도 지역 우주에서 거리 추정을 검증합니다.

마지막으로,이 이벤트는 행운의; 소스가 LIGO의 민감도 범위 내에서 잘 감지되었다는 의미에서 (Abbott et al. 2017a). 우리 은하에서 중성자 별 쌍성계를 연구하여 예측 한 비율 (예 : Kim et al. 2015)을 감안할 때 탐지 자체는 예상치 못한 것이 아니라 민감도 조사의 가장 가까운 5 % 이내에서 매우 가깝다는 사실을 감안할 때 감지 될 수있는 볼륨-다행입니다.

결국, 누군가가 위의 어떤 것도 흥미 롭거나 중요하지 않다고 생각한다면, 내가 쓸 수있는 어떤 것도 그들을 설득 할 수 없을 것입니다. 제가 이야기하는 대다수의 사람들은 우리의 우주적 기원과 우주가 어떻게 작동하는지 알아내는 데 호기심이 많고 매혹적입니다.


굉장하기 때문에 (SMBC)

그래서 코페르니쿠스라고 불리는이 사람은 지구가 태양을 공전한다고 제안했습니다.

뉴턴은 질량이 힘에 어떻게 반응하는지, 그리고 중력이 어떻게 작용하는지에 대한 이론을 가지고있었습니다.

Maxwell이라는 또 다른 사람은 빛이 실제로 어떻게 전자기장의 파동이 될 수 있는지에 대한 아이디어를 가지고있었습니다. 이것이 중요합니까?

Monet이라는 사람은 수련의 그림을 그리기로 결정했습니다. 무슨 상관이야?

지난 2 월, 덴버 출신의 일부 선수는 캐롤라이나 출신의 일부 선수가 다른 라인으로 공을 들고있는 것보다 더 자주 라인을 통해 공을 가지고갔습니다. 그래서 뭐?

무언가를 찾는 것을 의미하기 때문에 알아내는 것이 가치가 있습니다. 이해해야 할 세계가 있기 때문에 우리 세계를 이해할 가치가 있습니다. 발견은 그 자체로 보상입니다. £ 또는 $로 측정되지 않습니다.

GW170817의 관측은 중성자 별의 합병으로 무거운 원소가 생성되었음을 보여줍니다. 지구상의 금, 백금과 같은 무거운 원소는 수십억 년 전 은하수에서 중성자 별이 합쳐져 성간 먼지를 풍부하게 만들었습니다.

당신에게 중요하지 않다면 괜찮습니다. Monet 's Waterlilies 나 Superbowl이 당신을 추위에 빠뜨린다고해도 문제 없습니다. 그러나 가치있는 모든 것이 사용되는 것은 아닙니다.


관측하는 천체 물리학 자들이 중성자 별을 병합하는 이유

(X-ray : NASA / CXC / Univ of Toronto / M. Durant et al Optical : DSS / Davide De Martin)

주식

이 작품은 원래 The Conversation에 실 렸습니다.

레이저 간섭계 Gravitational-Wave Observatory 인 LIGO가 블랙홀을 합쳐서 중력파를 처음 감지했을 때 천체 물리학의 새로운 창을 열었으며 아인슈타인의 일반 상대성 이론에 대한 가장 강력한 확인을 제공했습니다. 이제 LIGO는 다시 처녀 자리 간섭계와 함께 중성자 별의 병합을 관찰하여이를 수행했습니다. 천체 물리학 자들이 알고 있었지만 지금까지 확실하게 탐지 할 수 없었던 일입니다.

두 개의 중성자 별이 함께 부서지는 것을 관찰하는 것은 단순한 발견의 스릴 이상을 위해 중요합니다. 이 소식은 우주에서 가장 에너지가 넘치고 빛나는 현상 중 하나 인 일부 감마선 폭발 (줄여서 GRB)이 중성자 별을 합친 결과라는 오랜 이론을 확인할 수 있습니다. 그리고 대부분의 무거운 요소가 위조 될 수있는 것은 이러한 합병의 도가니입니다. 연구자들은 실험실에서 중성자 별의 온도 나 압력과 같은 것을 생성 할 수 없으므로 이러한 이국적인 물체를 관찰하면 극단적 인 상황에서 물질이 어떻게되는지 테스트 할 수 있습니다.

천문학 자들은 처음으로 같은 사건에서 발생하는 중력파와 빛 신호를 가지기 때문에 흥분합니다. 이러한 진정으로 독립적 인 측정은 중성자 별 합병에 대한 물리적 이해를 추가하는 별도의 길입니다.

이 뉴스의 일부에 불과한 중력파

LIGO 프로젝트는 지금까지 방출 된 중력파를 통해 관찰 된 이진 블랙홀의 4 가지 합병 감지를 발표했습니다. 이것들은 연못에 떨어진 조약돌에서 나오는 파도처럼 사방으로 전파되는 시공간 구조의 물결입니다. 중력파 신호에 인코딩 된 것은 물체의 합병 전후 질량에 대한 정보입니다. 블랙홀은 중성자 별보다 훨씬 더 거대하기 때문에 중력파로 방출되는 에너지가 훨씬 더 높습니다. 빛은 블랙홀에서 빠져 나갈 수 없기 때문에 이러한 합병에서 빛이 나오지 않을 것으로 예상합니다.


가장 에너지가 넘치는 빛의 형태 인 감마선 폭발을 아티스트가 렌더링합니다.
NASA / Swift / Cruz deWilde, CC BY

중성자 별의 합병은 중력파와 짧은 감마선 폭발 신호를 생성해야합니다. 이 짧고 믿을 수 없을 정도로 강렬한 감마선 섬광은 우주의 은하계에서 볼 수 있습니다. 기간별로 분류되는 두 가지 유형이 있습니다. 짧은 GRB는 중성자 별의 합병에서 비롯된 것으로 생각되며 긴 GRB는 초신성과 일치하는 것으로 알려져 있습니다.

천체의 신비를 푸는 열쇠는 그 거리를 아는 것입니다. 최근 몇 년 동안 천문학 자들은 소수의 짧은 GRB의 숙주 은하를 확인했습니다. 이러한 은하의 거리를 결정하면 천문학 자들은 폭발하는 동안 감마선에서 방출되는 전력을 계산하고 그 전력을 생성 할 수있는 물리적 시나리오를 결정 (또는 배제) 할 수 있습니다.

그러나 LIGO가 서로를 향해 나선 두 개의 중성자 별이 합쳐지는 것을 감지하려면 약 2 억 5 천만 광년 이내에 상대적으로 근처에서 발생해야합니다. LIGO 관측의 첫해 반 동안 그러한 사건이 발견되지 않았다는 사실은 이미 천문학 자들이 근처 우주에서 얼마나 자주 일어나는지에 대한 제약을 두도록합니다.

따라서 지난 여름 NASA의 페르미 감마선 우주 망원경이 관측 한 짧은 감마선 폭발 (GRB170817A)과 LIGO의 중성자 별 탐지가 합쳐진다는 소문이 지난 여름 산불처럼 천문 공동체를 통해 퍼졌습니다. 천문학 자들은 전 세계 (이상)에있는 대부분의 주요 망원경이 NGC 4993이라는 이름의 타원 은하 근처 (1 억 3 천만 광년)를 향해 달리는 눈에 띄지 않는 낡은 은하를 향해 돌진하는 모습을 옆에서 지켜 보았습니다.

중성자 별에 대해 우리가 알고있는 것

대부분의 별은 수소와 헬륨의 융합에 의해 더 이상 지원되지 않고 상대적으로 침착하게 삶을 끝냅니다. 바깥층은 우주로 천천히 미끄러지면서 핵은 정상적인 물질이 허용하는 한계까지 붕괴됩니다. 지구 크기의 불씨를 태우는 백색 왜성 .

질량이 태양의 10 배에서 20 배 정도 더 높은 희귀 한 별의 경우 그림이 조금 다릅니다. 이 별들은 그들이 살았던 방식대로 죽습니다. 빠르고 격렬하게 그들의 외층을 초신성으로 방출하고 훨씬 더 낯선 무언가 인 중성자 별을 남깁니다.


노벨상을 수상한 물리학 자 Subrahmanyan Chandrasekhar.
AP 사진

이 이야기의 세부 사항은 19 세의 인도 천체 물리학 자 Subrahmanyan Chandrasekhar가 1930 년에 작성했습니다. 그는 무자비한 중력의 압력이 전자를 원자핵 속으로 밀어 넣고 양성자와 합쳐져 중성자를 형성하기 전에 정상 물질을 얼마나 압축 할 수 있는지 정확하게 결정했습니다. 지구 크기의 잔해 대신에, 거대한 별의 핵은 더 붕괴되어 도시만큼 작지만 질량은 태양의 두 배가 될 수있는 고도로 압축 된 이국적인 물질의 공이됩니다.

중성자 별은 엄청나게 빠르게 회전합니다. 수백만에서 수십 킬로미터의 붕괴는 아이스 스케이터가 팔을 당기는 것처럼 각운동량을 보존하기 때문에 스핀을 증가시킵니다. 부모 별은 한 달에 한 번 회전했지만 새로 태어난 중성자 별은 초당 수백 번 회전 할 수 있습니다.

이 빠른 회전은 초기 발견으로 이어졌습니다. 50 년 전 Antony Hewish와 Jocelyn Bell Burnell은 최초의 전파 펄서, 즉 등대처럼 별이 회전 할 때 관찰자에게 펄스로 나타나는 전파를 방출하는 중성자 별을 발견했습니다. Hewish는이 발견으로 1974 년 노벨 물리학상을 받았지만 Bell Burnell은 논란의 여지가없이 간과되었습니다.

그러나 중성자 별은 실제로 무엇으로 구성되어 있습니까? 그것들은 중성자일까요, 아니면 물리학 자들이 "쿼크 수프"라고 부르는 것으로 다시 분해 될 수 있습니까? 답은 크기를 측정하는 데 있습니다. 더 큰 중성자 별은 대부분 중성자이고, 작은 별은 양성자와 중성자의 구성 요소 인 쿼크로 만들어진 더 복잡한 내부를 가지고 있습니다. 이것이 어떻게 작동하는지 풀어야하는 것은 아 원자 입자의 기본적인 특성을 이해하는 데 중요합니다. 국제 우주 정거장의 새로운 망원경은 중성자 별을 표적으로 삼아 그 크기를 측정함으로써이 문제를 해결하는 것을 목표로합니다.


궤도를 선회하는 중성자 별은 중력파를 방출하여 에너지를 빠르게 잃고 약 3 개의 궤도를 돌면 또는 8 밀리 초 이내에 병합됩니다. 블랙홀이 형성되고 자기장이 더욱 조직화되어 결국 짧은 감마선 폭발을 일으키는 제트를 지원할 수있는 구조를 생성합니다.
NASA / AEI / ZIB / M. Koppitz 및 L. Rezzolla, CC BY

중성자 별이 합쳐질 때

모든 별의 절반 이상이 이진 쌍의 일부이며 무거운 별이 이진에서 발생할 가능성이 더 높습니다. 이 거대한 별 쌍은 함께 진화 할 것이며, 그들이 죽을 때 한 쌍의 중성자 별이 남아서 서로 공전 할 수 있습니다.

궤도를 도는 한 쌍의 중성자 별은 중력파를 방출하여 에너지를 잃고 시간이 지남에 따라 이러한 에너지 손실로 인해 결국 충돌 할 때까지 점점 더 가까워집니다. 궁극적 인 합병은 거의 즉각적이지만, 점진적인 영감은 수천에서 수억 년이 걸리므로, 우리는 여전히 새로운 별을 빠르게 형성하고있는 은하보다는 NGC 4993과 같은 더 진화 된 은하에서 합병을 볼 것으로 예상합니다.

수십 년 동안 중성자 별을 합치면 주기율표에서 철보다 무거운 원소 대부분을 생성하는 메커니즘이 제공 될 수 있다고 제안되었습니다. 소위 r- 공정 요소는 중성자가 풍부한 환경에서 형성되어야하며 핵폭탄이 폭발하는 동안에 만 인간에 의해 형성되었습니다.

이러한 이벤트의 신호는 감마선에서 X 선, 가시 광선 및 적외선에 이르는 전자기 스펙트럼을 통해 빠르게 캐스케이드되는 것으로 의심됩니다. 킬로 노바로 알려진이 잔광은 과거의 짧은 GRB에서 볼 수 있습니다.

마지막으로 모든 조각은 LIGO와 Virgo 팀이 감지 한이 중력파와 전 세계 천문학자가 만든 모든 후속 지원 관측과 함께 제자리에 배치됩니다. 우리는 중성자 별 질량, 사건의 지속 시간, 숙주 은하의 거리를 알고 있습니다. 이것은 중성자 별을 합치면 짧은 GRB가 생성된다는 가설을 확인할뿐만 아니라 천문학 자들이 기본 물리학과 실제 관측에 의해 뒷받침되는 합병 모델을 생성 할 수있는 토대를 마련합니다. 처음으로 새로운 것을 보는 것은 드문 일이지만 오랜 이론을 확인하는 것은 드문 일입니다.

Roy Kilgard, Wesleyan University 천문학 연구 부교수


일반 상대성이 중요한 중성자 별 테스트를 통과합니다.

미국의 천체 물리학 자들은 중성자 별에 대한 다중 메신저 관측을 사용하여 아인슈타인의 일반 상대성 이론을 테스트에 적용했으며 106 년 된 이론은 비행 색으로 통과했습니다.

중성자 별은 초신성으로 폭발 한 거대한 별의 밀도가 높은 핵심 잔재물입니다. 태양보다 질량이 더 많지만 반경이 10-12km에 불과한 중성자 별은 엄청나게 밀도가 높고 거대한 중력장을 생성합니다. 이러한 극한 조건은 입자 물리학 및 일반 상대성 이론의 표준 모델을 테스트하기위한 실험실을 제공합니다.

중성자 별 연구의 주요 목표는 별의 질량과 반경 사이의 관계인 상태 방정식을 결정하는 것입니다. 그것은 중성자 별 내부 물질의 특성 (중성자, 쿼크-글루온 플라즈마 또는 하이퍼 론과 같은 좀 더 이국적인 유형의 입자)뿐만 아니라 별의 에너지 밀도 및 내부 압력에 따라 달라집니다.

"중성자 별의 질량과 반지름은 별을 모델링하는 데 사용되는 상태 방정식과 중력 이론 모두에 매우 민감합니다."라고 포츠담에있는 Max Planck 중력 물리학 연구소의 Hector Silva는 말합니다. 중성자 별의 벌크 특성만을 사용하여 중력을 테스트하려는 노력의 일환입니다.

사랑스러운 관계

일리노이 대학교 어 바나 샴페인의 Nicolás Yunes와 버지니아 대학교의 Kent Yagi가“I-Love-Q”관계를 발견했을 때 돌파구가 찾아 왔습니다. 관계는 구독하는 중력 모델에 따라 다르지만 일반적으로 중성자 별의 벌크 속성 중 세 가지가 서로 어떻게 관련되어 있는지 보여줍니다. 한 속성은 중성자 별의 관성 모멘트이고 다른 속성은 사랑의 조수입니다. 후자는 중성자 별의 강성을 설명하므로 이성-중성자-별 합병의 중요한 요소 인 동반 물체의 중력장에서 얼마나 쉽게 변형되는지 설명합니다. 세 번째 속성은 별의 질량이 편평한 모양에 분산되는 방식을 정의하는 사중 극자 모멘트입니다.

이제 Silva와 Yunes는 Pennsylvania에있는 Carnegie Mellon University의 A Miguel Holgado와 Urbana-Champaign에있는 University of Illinois의 Alejandro Cárdenas-Avendaño와 함께 Neutron Star Interior Composition Explorer의 도움을 받아 실제 중성자 별에 모델을 적용했습니다. (NICER) 국제 우주 정거장과 LIGO / Virgo 중력파 탐지기에서의 실험.

2019 년 NICER는 상태 방정식에 관계없이 고립 된 중성자 별 PSR J0030 + 0451의 질량과 반경을 직접 측정했습니다. 이제 Silva, Yunes, Holgado 및 Cárdenas-Avendaño는이 측정 값을 사용하여 별의 관성 모멘트를 계산 한 다음 I-Love-Q 관계를 사용하여 사랑 수와 사중 극자 모멘트를 도출했습니다. 한편, 중성자 별 합병 GW 170817의 중력파 측정은 PSR J0030 + 0451과 유사한 질량을 가진 중성자 별에 대한 Love number의 독립적 인 측정 값을 제공했습니다. 이 두 값을 아는 것은 일반 상대성 테스트를 허용했습니다.

Yunes는 " 'I-Love'관계에서 추론 된 Love 숫자의 값이 LIGO로 측정 한 값과 동일한 지 확인하는 테스트입니다." 물리학 세계. “그렇다면 시험에 합격 한 것입니다. 그렇지 않다면 일반 상대성 이론에서 벗어난 신호입니다.”

Gravity의 거울 이미지

테스트의 한 가지 적용은 중력 패리티로 알려진 속성을 제한하는 것이라고 Yunes는 설명합니다. 물리학에서 패리티는 거울 대칭 (거울에 반사 될 때 어떤 것이 같은 방식으로 작동한다는 생각)을 말합니다. 예를 들어 kaons와 같은 입자가 붕괴 할 때 미러 이미지와 동일한 양의 붕괴 제품을 예상 할 수 있지만 표준 모델에서 패리티를 위반하면 이러한 현상이 발생하지 않습니다.

일반 상대성 이론에서는 중력 평등이 보존되어야합니다. 그러나 수정 된 형태의 중력이 중성자 별 내부에서 작용한다면 반드시 패리티를 보존하지는 않습니다. 일반 상대성 이론에서 벗어난이 편차는 LIGO / Virgo에 의해 측정 된 중력파의 분극화 또는 이진 블랙홀에 의해 방출되는 중력파의 주파수에서 감지 될 수 있습니다.

왜곡 된 중성자 별은 조밀 한 핵 물질의 비밀을 포기합니다

이 경우 일반 상대성 이론은 성공적으로 테스트를 통과했습니다. “우리의 결과는 중성자 별 규모의 중력에서 패리티가 보존된다는 것을 의미합니다.”라고 Yunes는 말합니다. 다음 단계는 블랙홀의 영감과 합병과 같은 더 극단적 인 환경에서 중력 패리티를 테스트하는 것이라고 그는 말합니다.

팀의 발견은 전자파뿐만 아니라 중력파에서도 천체를 연구하는 능력 인 다중 메신저 천문학의 새로운 시대가 시작되지 않고서는 불가능했을 것입니다.

"이 테스트를 수행하기 위해 전자기 복사와 중력파에서 중성자 별 관측을 결합해야하는 것은 매우 좋습니다."라고 Silva는 말합니다. "이 가능성은 2019 년 이전에 도달 할 수 없었으며 물리학에 대해 더 많이 배우기 위해 다중 메신저 관측을 사용하는 것의 중요성을 강조합니다."


중성자 별 병합으로 인한 중력파 등

많은 천문대가 월요일 (2017 년 10 월 16 일)에 두 번의 멋진 첫 공연을 동시에 발표했습니다. 하나는 미국 기반의 레이저 간섭계 중력파 관측소 (LIGO)와 유럽 기반의 처녀 자리 감지기가 이전에 두 개의 중성자 별 충돌에서 중력파를 감지했으며, 블랙홀 충돌에서만 중력파를 보았다는 것입니다. 다른 하나는 약 70 개의 지상 및 우주 관측소에서이 사건을 관찰했으며, 중력파 탐지 후 11 시간 이내에 광학 조명에서 관찰되었다는 것입니다. 많은 과학자들은이 발견을 다음의 시작으로 환영합니다.

하지만 천문학 자들은 주기적으로 새로운 시대의 시작을 주장합니다. 왜 그런가요? 우리는 새롭거나 다른 방식으로 우주를 볼 때마다 완전히 새로운 통찰력을 얻습니다. LIGO Scientific Collaboration의 대변인이자 MIT의 Kavli 천체 물리학 및 우주 연구 연구소의 수석 연구 과학자 인 David Shoemaker는 다음과 같이 말했습니다.

중성자 별의 내부 작용 및 생성되는 방출에 대한 자세한 모델을 알려주는 것부터 일반 상대성 이론과 같은 더 기본적인 물리학에 이르기까지이 이벤트는 매우 풍부합니다. 계속주는 선물입니다.

중성자 별은 존재하는 것으로 알려진 가장 작고 밀도가 높은 별이며, 초신성에서 거대한 별이 폭발 할 때 형성되는 것으로 생각됩니다. 이 과학자들이 관찰 한 중력파 사건을 일으킨 초신성 폭발은 1 억년 전에 일어 났지만 8 월 17 일 지구에서 목격되었습니다.

GW170817이라는 이름의 중력 신호는 8 월 17 일 오전 8시 41 분 EDT에 워싱턴 주 핸 포드와 루이지애나 주 리빙스턴에 위치한 두 개의 동일한 LIGO 감지기에 의해 감지되었습니다. 이 과학자들은 이탈리아 피사 근처에 위치한 세 번째 탐지기 인 처녀 자리가 제공 한 정보는 우주 사건의 국지화를 개선 할 수 있었다고 말했다.

중력파는 약 100 초 동안 감지되었습니다.

거의 동시에, NASA의 페르미 감마선 우주 망원경 우주 망원경의 감마선 버스트 모니터가 감마선 폭발을 감지했습니다. 분석에 따르면이 탐지는 우연 일 가능성이 매우 낮습니다. LIGO-Virgo 팀의 신속한 중력파 감지와 Fermi의 감마선 감지 기능이 결합되어 지구 안팎에서 망원경으로 추적 관찰의 기병을 촉발했습니다.

예를 들어, 전 세계의 많은 대규모 천문학 자 팀은 광학 망원경을 사용하여 하늘의 돔에서 발생한 사건을 찾기 위해 열광적으로 작업하기 시작했습니다. 밝혀진 바와 같이, 카네기 연구소와 UC Santa Cruz의 소규모 젊은 연구자들은 중성 파와 감마선을 통해 탐지 된 지 11 시간이 채되지 않아 중성자 별 합병을 일으킨 초신성에 대한 최초의 광학적 발견을했습니다. 천문학 자들은 또한 충돌의 초기 스펙트럼을 얻었는데,이를 통해 우주의 무거운 원소가 얼마나 많이 생성되었는지 설명 할 수 있습니다. 천체 물리학 자에게는 수십 년 된 질문이었습니다.

이후 그들은 폭발 한 초신성을 'SSS17a'로 분류하고 중성자 별 합병을 일으켰습니다.

Swope Supernova Survey 2017a (또는 SSS17a)는 중력파 발견의 광학 요소입니다. 광학 분야의 연구는 Science 저널에 4 개의 논문으로 게재됩니다.

광학 발견을 안내 한 Carnegie-Dunlap Fellow Maria Drout는 다음과 같이 말했습니다.

우리는 그것이 설정되기 전에 소스를 찾기 위해 밤이 시작될 때 약 한 시간 밖에 걸리지 않는다는 것을 알았습니다. 그래서 우리는 빨리 행동해야했습니다.

광학 발견에 대한 카네기 팀의 또 다른 리더 인 Josh Simon은 다음과 같이 말했습니다.

우리는 가까운 은하에서 밝은 파란색 광원을 보았습니다. 중성자 별 합병으로 인해 빛나는 파편이 관찰 된 것은 처음이었습니다. 확실히 스릴 넘치는 순간이었습니다.

중력파 현상의 광학적 요소를 최초로 발견했기 때문에 카네기 천문학 자들은 추가 관측을위한 시간을 가졌습니다. 그들은 합병의 여러 스펙트럼을 얻기 위해 천문대의 두 대의 마젤란 망원경에 신속하게 분광기를 설치했습니다. 그 첫날밤에 비슷한 관측을 한 세계의 다른 관측소는 없었습니다. 아래 비디오에 나오는 천문학 자들의 이야기에 대해 더 잘 이해할 수 있습니다.

NSF는 중력파의 측면에서 발견에 대해 자세히 설명했습니다.

LIGO 데이터는 지구에서 약 1 억 3 천만 광년 떨어진 비교적 가까운 거리에 위치한 두 개의 천체 물리적 물체가 서로를 향해 나선형으로 나선다는 것을 나타냅니다. 이 물체는 LIGO와 Virgo가 이전에 감지 한 이진 블랙홀의 물체만큼 거대하지 않은 것으로 보입니다. 대신,이 천체는 중성자 별의 질량 범위에서 태양 질량의 약 1.1 ~ 1.6 배 범위에있는 것으로 추정되었습니다. 중성자 별은 직경이 약 20km (12 마일)이고 밀도가 너무 높아서 중성자 별 물질 1 티스푼의 질량은 약 10 억 톤입니다.

바이너리 블랙홀은 LIGO 검출기의 민감한 대역에서 1 초도 안되는 시간 동안 지속되는 '채프'를 생성하는 반면, 8 월 17 일의 처프는 약 100 초 동안 지속되었으며 동일한 범위에 대한 LIGO & # 8212의 전체 주파수 범위에서 관찰되었습니다. 일반적인 악기로. 과학자들은 처프 소스를 지금까지 볼 수있는 블랙홀보다 훨씬 덜 무거운 물체로 식별 할 수있었습니다.

Georgia Tech의 물리학 교수이자 LIGO Scientific Collaboration의 부 대변인 인 Laura Cadonati는 다음과 같이 덧붙였습니다.

이 탐지는 진정으로 천체 물리학을 수행하는 새로운 방법의 문을 열었습니다. 역사상 가장 많이 연구 된 천체 물리학 사건 중 하나로 기억 될 것으로 기대합니다.

두 중성자 별의 폭발 충돌에 대한 예술가의 개념. Robin Dienel의 삽화 : Carnegie Institution for Science에서 제공.

결론 : 월요일에 LIGO와 Virgo는 중성자 별 충돌에 의해 생성 된 중력파를 최초로 감지했으며, 중력파와 빛 모두에서 첫 번째로 관측했다고 발표했습니다. 그것은 천문학의 새로운 시대를 열었습니다.


Foss Hill의 Van Vleck 천문대.

쓰기 대화, 천문학 연구 부교수 인 Roy Kilgard는 천문학에서 흥미로운 새로운 발견의 중요성을 설명합니다. 처음으로 천체 물리학 자들은 LIGO (레이저 간섭계 중력파 관측소)와 처녀 자리 간섭계를 사용하여 중성자 별이 병합되는 것을 관찰했습니다.

이 소식은 우주에서 가장 에너지가 넘치고 빛나는 사건 중 하나 인 일부 감마선 폭발 (줄여서 GRB)이 중성자 별을 합친 결과라는 오랜 이론을 확인할 수 있습니다. 그리고 대부분의 무거운 요소가 위조 될 수있는 것은 이러한 합병의 도가니입니다. 연구자들은 실험실에서 중성자 별의 온도 나 압력과 같은 것을 생성 할 수 없으므로 이러한 이국적인 물체를 관찰하면 극단적 인 상황에서 물질이 어떻게되는지 테스트 할 수 있습니다.

천문학 자들은 처음으로 같은 사건에서 발생하는 중력파와 빛 신호를 가지기 때문에 흥분합니다. 이러한 진정으로 독립적 인 측정은 중성자 별 합병에 대한 물리적 이해를 추가하는 별도의 경로입니다.

로렌 루벤스 타인

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중성자 별을 병합하면 우주론의 가장 큰 수수께끼를 해결할 수 있습니다

중성자 별은 합쳐질 때. [+] 블랙홀, 빛과 입자는 이러한 물체 내부의 내부 반응으로 인해 방출됩니다. 그러나 블랙홀이 직접 형성되면 외부의 힘과 압력이 부족하여 빛이나 물질이 우주의 외부 관찰자에게 전혀 빠져 나가지 않는 전체 붕괴를 일으킬 수 있습니다.

다나 베리 / 스카이 웍스 디지털

우주는 얼마나 빨리 팽창하고 있습니까? 팽창하는 우주는 거의 100 년 전에 처음 발견 된 이래 우주론을 괴롭히는 가장 큰 질문 중 하나였습니다. 현재 우주가 얼마나 빠르게 팽창하고 있는지, 그리고 시간이 지남에 따라 팽창 속도가 어떻게 변하는 지 측정 할 수 있다면 우주 전체에 대해 알고 싶은 모든 것을 파악할 수 있습니다. 여기에는 다음과 같은 질문이 포함됩니다.

  • 우주는 무엇으로 구성되어 있습니까?
  • 뜨거운 빅뱅이 시작된 지 얼마나 되었나요?
  • 우주의 궁극적 인 운명은 무엇입니까?
  • 일반 상대성 이론은 항상 우주를 지배합니까, 아니면 우리는 거대한 우주 규모에서 다른 중력 이론이 필요합니까?

우리는 수년에 걸쳐 우주에 대해 많은 것을 배웠지 만 한 가지 큰 질문이 여전히 의심 스럽습니다. 우주의 팽창률을 측정하려고 할 때 그것을 측정하는 다른 방법은 다른 결과를 산출합니다. 한 세트의 관찰은 다른 세트보다 약 9 % 낮으며 아무도 그 이유를 알 수 없었습니다. 다른 방법의 편향에 영향을받지 않는 완전히 독립적 인 테스트를 통해 중성자 별을 병합하면 이전에 없었던 허블 매개 변수를 측정 할 수 있습니다. 첫 번째 결과가 방금 나왔고 최종 답변을 정확히 어떻게 공개 할 것인지를 가리 킵니다.

Vesto Slipher가 1917 년에 처음 발견 한 사실은 우리가 관찰 한 일부 물체가 스펙트럼을 나타냅니다. [+] 특정 원자, 이온 또는 분자의 흡수 또는 방출 시그니처이지만 빛 스펙트럼의 빨간색 또는 파란색 끝쪽으로 체계적으로 이동합니다. 허블의 거리 측정과 결합되었을 때,이 데이터는 팽창하는 우주에 대한 초기 아이디어를 불러 일으켰습니다. 은하가 멀어 질수록 빛이 더 많이 적색 편이됩니다.

Vesto Slipher, (1917) : Proc. Amer. 필. Soc., 56, 403

우주의 팽창을 측정하는 이야기는 Edwin Hubble로 거슬러 올라갑니다. 1920 년대 이전에 우리는 하늘에서이 나선형 및 타원형“성운”을 보았을 때 그들이 우리 은하 내에 존재하는지 또는 그들 자신이 멀리 떨어진 은하인지 여부를 알지 못했습니다. 어떤 식 으로든 암시하는 단서가 있었지만 확실한 것은 없었습니다. 일부 관찰자들은이 나선이 시간이 지남에 따라 회전하는 것을 보았다고 주장하여 가까이에 있음을 나타내지 만 다른 관찰자들은 이러한 관찰에 대해 이의를 제기했습니다. 일부는이 물체가 우리 은하에 중력 적으로 결합하기에는 너무 큰 속도를 가지고 있다는 것을 보았지만 다른 사람들은 적색 편이 측정의 해석에 대해 이의를 제기했습니다.

우리 은하에는 지구와 비슷한 행성이 하나 뿐이라고 과학자들은 말한다

29 개의 지능형 외계인 문명이 이미 우리를 발견했을 수 있다고 과학자들은 말한다

설명 : 이번 주 '딸기 달'이 너무 낮고 너무 늦게 빛나는 이유

It wasn’t until Hubble came along, with access to a new telescope that was the world’s largest and most powerful at the time, that we could definitively measure individual stars within these objects. Those measurements, because we knew how stars worked, allowed us to learn that these objects weren’t hundreds or thousands of light-years away, but millions. Spirals and ellipticals were their own galaxies after all, and the farther away they were from us, the faster they appeared to be receding.

The original 1929 observations of the Hubble expansion of the Universe, followed by subsequently . [+] more detailed, but also uncertain, observations. Hubble's graph clearly shows the redshift-distance relation with superior data to his predecessors and competitors the modern equivalents go much farther. All the data points towards an expanding Universe.

ROBERT P. KIRSHNER (R), EDWIN HUBBLE (L)

In short order, astrophysicists put the entire picture together. Einstein’s original vision of a static Universe was impossible in a Universe filled with matter it needed to be either expanding or contracting. The more distant a galaxy was observed to be, on average, the faster it appeared to be moving away from us, following a simple mathematical relationship. And the expansion rate, the more intricately we measured it, appeared to change over time, as the density of matter and other forms of energy — which themselves change as the Universe expands — determines what the expansion rate must be.

Today, we have two fundamentally different classes of way to measure how the Universe expands. One builds on Hubble’s original method: start by measuring easily understandable, nearby objects, then observe that same type of object further away, determining its distance and apparent recession speed. The effects of the expansion of the Universe will imprint themselves on that light, allowing us to infer the expansion rate. The other is completely different: start with the physics of the early Universe, and a specifically imprinted signal that was left at very early times. Measure how the expansion of the Universe has affected that signal, and you infer the expansion rate of the Universe.

The construction of the cosmic distance ladder involves going from our Solar System to the stars to . [+] nearby galaxies to distant ones. Each “step” carries along its own uncertainties, but multiple independent measurements give the same value regardless of the indicator chosen. It also would be biased towards higher or lower values if we lived in an underdense or overdense region.

NASA,ESA, A. Feild (STScI), and A. Riess (STScI/JHU)

The first method, generically, is known as the cosmic distance ladder. There are many independent ways to make cosmic distance ladder measurements, as you can measure many different types of stars and galaxies and many different properties that they have, and construct your distance ladder out of them. Each independent method that leverages the cosmic distance ladder, from gravitational lenses to supernovae to variable stars to galaxies with fluctuating surface brightnesses and more, all yield the same classes of result. The expansion rate is

73-74 km/s/Mpc, with an uncertainty of only about 2%.

The second method, although it doesn’t have a universal name like the first one, is often thought of as the “early relic” method, since an imprint from the early Universe shows up at specifically measurable scales at various epochs. It shows up in the fluctuations in the cosmic microwave background it shows up in the patterns by which galaxies cluster it shows up in the changing apparent angular diameter of objects at various distances. When we apply these methods, we get the same classes of result as well, and it’s different from the first method. The expansion rate is

67 km/s/Mpc, with an uncertainty of only 1%.

This graph shows which values of the Hubble constant (left, y-axis) best fit the data from the . [+] cosmic microwave background from ACT, ACT + WMAP, and Planck. Note that a higher Hubble constant is admissible, but only at the expense of having a Universe with more dark energy and less dark matter.

ACT collaboration data release 4

If you take the first method, it’s possible that the actual expansion rate might be as low as 72 or even 71 km/s/Mpc, but it really can’t be lower without running into problems. Similarly, you can take the second method, but it really can’t be higher than about 68 or 69 km/s/Mpc without problems. Either something is fundamentally wrong with one of these sets of methods, something is wrong with an assumption going into one set of methods (but it isn’t clear what), or something fundamentally new is going on with the Universe compared to what we expect.

What we keep hoping will happen is that there will be a completely new, independent way to measure the expansion rate that doesn’t have any of the potential pitfalls or errors or uncertainties that the other methods do. It would be revolutionary even if, for example, there were a “distance ladder” method that gave a low result, or if there were an “early relic” method that gave an anomalously high result. This puzzle, of why two different classes of methods yield two different results that are inconsistent with one another, is often called cosmology’s biggest conundrum today.

Modern measurement tensions from the distance ladder (red) with early signal data from the CMB and . [+] BAO (blue) shown for contrast. It is plausible that the early signal method is correct and there's a fundamental flaw with the distance ladder it's plausible that there's a small-scale error biasing the early signal method and the distance ladder is correct, or that both groups are right and some form of new physics (shown at top) is the culprit. But right now, we cannot be sure.

One of the places people are looking to potentially resolve this is through an entirely different set of measurements: through gravitational wave astronomy. When two objects that are locked in a gravitational death spiral radiate enough energy away, they can collide and merge, sending a colossal amount of energy through spacetime in the form of ripples: gravitational radiation. After hundreds of millions or even billions of light-years, they arrive at our detectors like LIGO and Virgo. If they have a large-enough amplitude and a frequency of just the right range, they’ll move these carefully calibrated mirrors by a tiny but periodic, regular amount.

The very first gravitational wave signal was only detected five years ago: in September of 2015. Flash forward to the present, where LIGO has been upgraded multiple times and joined by the Virgo detector, and we now have upwards of 60 gravitational wave events. A few of them — including an event in 2017 known as GW170817 and one in 2019 named GW190425 — were extremely close by and low in mass, cosmically speaking. Instead of merging black holes, these events were neutron star mergers.

Collision of two neutron stars showing electromagnetic and gravitational waves emitted during the . [+] merger process. The combined interpretation of multiple messengers allows it to understand the internal composition of neutron stars and to reveal the properties of matter under the most extreme conditions in our Universe.

The first one, in 2017, produced a light-signal as a counterpart: gamma rays, X-rays, and lower-energy afterglows across the electromagnetic spectrum. The second one, however, produced no light at all, despite many follow-up observations being conducted.

The reason? For the first merger, the masses of the initial two neutron stars were relatively low, and the post-merger object they produced was initially a neutron star. Spinning rapidly, it formed an event horizon and collapsed into a black hole in less than a second, but that was enough time for light and matter to get out in copious amounts, producing a special type of explosion known as a kilonova.

The second merger, however, had neutron stars that were more massive. Instead of merging to produce a new neutron star, it formed a black hole immediately, hiding all of that matter and light that otherwise would have escaped behind an event horizon. With nothing getting out, we have only the gravitational wave signal to teach us what happened.

The two best-fit models of the map of the neutron star J0030+0451, constructed by the two . [+] independent teams who used the NICER data, show that either two or three 'hot spots' can be fitted to the data, but that the legacy idea of a simple, bipolar field cannot accommodate what NICER has seen.

Zaven Arzoumanian & Keith C. Gendreau (NASA Goddard Space Flight Center)

However, we’ve also recently observed neutron stars to unprecedented accuracy, thanks to NASA’s NICER mission aboard the International Space Station. Among other features — such as flares, hot spots, and identifying how its rotational axis and its “pulse” axis are different — NICER helped us to measure how large these neutron stars must be in terms of their radius. With the knowledge that these neutron stars are somewhere between about 11 and 12 kilometers, with mass-dependent constraints, a team of scientists led by Tim Dietrich just published a paper where they not only determined the radii of the neutron stars during these two merger events, but used that information to infer the expansion rate of the Universe.

Using neutron star mergers — because they involve gravitational waves — is a little different than the other cosmic measurements we make. The light arriving from these mergers allows us to determine a distance in a similar fashion to how we’d do it for any other indicator: you measure the apparent brightness, you assume the intrinsic brightness, and that teaches you how far away it is. But it also involves using the gravitational wave signals: a standard “siren,” if you will, because of its wave properties, rather than a standard “candle” like we use for measuring light.

Numerical relativity simulation of the last few milliseconds of two inspiraling and merging neutron . [+] stars. Higher densities are shown in blue, lower densities are shown in cyan. The final black hole is shown in gray.

T. Dietrich (University of Potsdam), S. Ossokine, H. Pfeiffer, A. Buonanno (Max Planck Institute for Gravitational Physics)]

When the data is all combined, even for just one usable neutron star merger that had both a gravitational wave signal and an electromagnetic signal, yields remarkable constraints on how fast the Universe is expanding. The second neutron star merger, because of its higher masses, can help place constraints on the size of a neutron star as a function of mass, allowing them to estimate that a neutron star with 140% the mass of the Sun is precisely 11.75 km in radius, with just a

7% uncertainty. Similarly, they infer a value for the expansion rate of the Universe: 66.2 km/s/Mpc, with an uncertainty also of about 7%.

What’s remarkable about this estimate is threefold.

    Through just one multi-messenger event, where we observe light signals and gravitational wave signals from the same astrophysical process of a merging neutron star pair, we could constrain the Hubble constant to just

On the left, various measurements of the properties of the 2017 kilonova and gravitational wave . [+] event are plotted, with constraints combined to derive its distance from us and the inclination of the neutron star merger. On the right, the constraints from the early relics (purple) and distance ladder (blue) are shown, with this new work's results shown in orange. Note how all the gravitational wave data is not as good as this one kilonova measurement.

T. Dietrich et al. (2020), science

What’s perhaps most important about all of this is what we learn when we look ahead to the future. In many ways, we got very lucky in 2017 by having a neutron star merger occur so close to us, and then again by having it produce light signals and a neutron star as a result before collapsing into a black hole. But as our gravitational wave detectors operate for longer periods of time, as we upgrade them to get more sensitive, and as they become able to probe objects like this over a larger volume of space, we’re bound to see more of them. When we do, we should be able to measure the expansion rate of the Universe as never before.

Regardless of what the results are, we’re going to learn something profound about the Universe. We’ve learned more, over the past few years, about the size and properties of neutron stars, and seeing them merge has empowered us to measure exactly how fast the Universe is expanding through an entirely new method. Although this new measurement won’t resolve the tension that currently exists, it may not only point the way forward towards a solution, but it might do so more precisely — in short order — than any other method so far. For gravitational wave astronomy, a field that’s only five years old in earnest, it’s a remarkable advance that will almost certainly occur over the coming years.


“Unlike Anything We’ve Seen Before” — Strange Afterglow of a Neutron-Star Merger

The 2017 discovery of a binary neutron star merger opened a new era in astronomy. It marked the first time that scientists have been able to observe a cosmic event with both light waves — the basis of traditional astronomy — and gravitational waves, the ripples in space-time predicted a century ago by Albert Einstein’s general theory of relativity. Mergers of neutron stars, among the densest objects in the universe, are thought to be responsible for showering the Universe with heavy elements such as gold, platinum, and silver.

The Strange Afterglow

Observations from NASA’s orbiting Chandra X-ray Observatory indicated that the gamma-ray burst unleashed by the collision is more complex than scientists initially imagined. The afterglow from the distant neutron star merger, first detected in August 2017, persisted well into 2018 – much to the surprise of astrophysicists.

The massive collision took place about 138 million light years away and sent gravitational waves rippling through the Universe. Previous short gamma-ray bursts have all been detected at much longer distances, typically billions of light years away, which is too far to detect gravitational waves from the inspiral of the progenitor binary neutron star. The relative proximity of the August 2017 event provides astronomers a unique perspective into the afterglow of short gamma-ray bursts.

“An Entirely New Level of Knowledge”

“Usually when we see a short gamma-ray burst, the jet emission generated gets bright for a short time as it smashes into the surrounding medium – then fades as the system stops injecting energy into the outflow,” said McGill University astrophysicist Daryl Haggard, whose research group led the 2018 study. “This one is different it’s definitely not a simple, plain-Jane narrow jet.”

The new discovery “allows us to link this gravitational wave source up to all the rest of astrophysics: stars, galaxies, explosions, massive black holes and, of course, neutron-star mergers,” says Haggard, who led one of many teams of affiliated scientists around the world who examined the source of the latest gravitational-wave signal. “It’s an entirely new level of knowledge.”

Was a Hot Cocoon Created?

The new data could be explained using more complicated models for the remnants of the neutron star merger. One possibility: the merger launched a jet that shock-heated the surrounding gaseous debris, creating a hot ‘cocoon’ around the jet that has glowed in X-rays and radio light for many months.

The X-ray observations jibed with the radio-wave data reported by another team of scientists, which found that those emissions from the collision also continued to brighten over time.

While radio telescopes were able to monitor the afterglow throughout the fall of 2018, X-ray and optical observatories were unable to watch it for around three months, because that point in the sky was too close to the Sun during that period.

Discovery Opened a New Era in Astronomy

“When the source emerged from that blind spot in the sky in early December, our Chandra team jumped at the chance to see what was going on,” said John Ruan, a postdoctoral researcher at the McGill Space Institute and lead author of the paper. “Sure enough, the afterglow turned out to be brighter in the X-ray wavelengths, just as it was in the radio.”

That unexpected pattern has set off a scramble among astronomers to understand what physics was driving the emission. “This neutron-star merger is unlike anything we’ve seen before,” said Melania Nynka, another McGill researcher currently at MIT’s Kavli Institute. “For astrophysicists, it’s a gift that seems to keep on giving.” Nynka co-authored the new paper, along with astronomers from Northwestern University and the University of Leicester.

The binary neutron star merger was first detected by the U.S.-based Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO). The European Virgo detector and some 70 ground- and space-based observatories helped confirm the discovery.

The Daily Galaxy, Maxwell Moe , astrophysicist, NASA Einstein Fellow , University of Arizona via McGill University

The Galaxy Report newsletter brings you twice-weekly news of space and science that has the capacity to provide clues to the mystery of our existence and add a much needed cosmic perspective in our current Anthropocene Epoch.


Colliding Neutron Stars May Unlock Mysteries of Universe Expansion

The National Science Foundation’s Arecibo Observatory in Puerto Rico has proven itself instrumental in another major astronomical discovery.

An international team of scientists, led by the University of East Anglia in the United Kingdom, found an asymmetrical double neutron star system using the facility’s powerful radio telescope. This type of star system is believed to be a precursor to merging double neutron star systems like the one that the LIGO (the Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory in the United States)/Virgo discovered in 2017. The LIGO/Virgo observation was important, because it confirmed the gravitational waves associated with merging neutron stars.

The work published by this team today in the journal 자연, indicates these specific kinds of double neutron star systems may be the key to understanding dead star collisions and the expansion of the universe.

“Back in 2017, scientists at LIGO/Virgo first detected the merger of two neutron stars,” says physicist Robert Ferdman, who led the team. “The event caused gravitational-wave ripples through the fabric of space time, as predicted by Albert Einstein over a century ago. It confirmed that the phenomenon of short gamma-ray bursts was due to the merger of two neutron stars.”

One of the unique aspects of the 2017 discovery and today’s is that the double neutron systems observed are composed of stars that have very different masses. Current theories about the 2017 discovery are based on the masses of stars being equal or very close in size.

“The double neutron star system we observed shows the most asymmetric masses amongst the known merging systems within the age of the universe,” says Benetge Perera, a UCF scientist at Arecibo who co-authored the paper. “Based on what we know from LIGO/Virgo and our study, understanding and characterizing of the asymmetric mass double neutron star population is vital to gravitational wave astronomy.”

Perera, whose research is focused on pulsars and gravitational waves, joined the NSF-funded Arecibo Observatory in June 2019. The facility, which is managed by the University of Central Florida through a cooperative agreement with the NSF, offers scientists around the world a unique look into space because of its specialized instruments and its location near the equator.

The Discovery

The team discovered an unusual pulsar – one of deep space’s magnetized spinning neutron-star ‘lighthouses’ that emits highly focused radio waves from its magnetic poles.

The newly discovered pulsar (known as PSR J1913+1102) is part of a binary system – which means that it is locked in a fiercely tight orbit with another neutron star.

“The Arecibo Observatory has a long legacy of important pulsar discoveries,” says NSF Program Officer, Ashley Zauderer. “This exciting result shows how incredibly relevant the facility’s unique sensitivity remains for scientific investigations in the new era of multi-messenger astrophysics.”

Neutron stars are the dead stellar remnants of a supernova explosion. They are made up of the densest matter known – packing hundreds of thousands of times the Earth’s mass into a sphere the size of a city like New York.

In about half a billion years the two neutron stars will collide, releasing astonishing amounts of energy in the form of gravitational waves and light.

That collision is what the LIGO/Virgo team observed in 2017. The event was not surprising, but the enormous amount of matter ejected from the merger and its brightness was unexpected, Ferdman said.

“Most theories about this event assumed that neutron stars locked in binary systems are very similar in mass,” Ferdman says. “But this newly discovered binary is unusual because the masses of its two neutron stars are quite different – with one far larger than the other. Our discovery changes these assumptions.”

This asymmetric system gives scientists confidence that double neutron star mergers will provide vital clues about unsolved mysteries in astrophysics – including a more accurate determination of the expansion rate of the universe, known as the Hubble constant.

Other members on the discovery team are: P.C.C. Freire from the Max-Planck Institute f¨ur Radioastronomie in Germany, F. Camilo from the South African Radio Astronomy Observatory, J.M. Cordes from Cornell University, F. Crawrod from Franklin and Marshall College, J.W. T. Hessels from the University of Amsterdam and the Netherlands Institute for Radio Astronomy, V. M. Kaspi and E. Parent from McGill University, N. Pol from West Virginia University, I. H. Stairs from University of British Columbia. And J. van Leeuwen from the Netherlands Institute for Radio Astronomy.

Perera has multiple degrees including a doctorate in physics from West Virginia University. He’s authored or co-authored dozens of peer-reviewed journal articles and presented at conferences around the world. He previously taught at the University of Manchester and was a summer scholar at Purdue University.


We've solved the mystery behind gamma ray bursts

Nearly two seconds after the gravitational waves were detected, the FERMI space telescope registered a short burst of gamma-rays.

This blast of energy solves another mystery in itself, according to Associate Professor Tara Murphy from the University of Sydney.

She said scientists have speculated for the past 50 years that neutron star collisions are behind short gamma ray bursts — rapid jets of high-energy light that can last up to two seconds.

"We've known about those for a long time but we've never been certain what causes them," Dr Murphy said.


위험의 진부함

이 이야기를 들으면서 나는 일상 생활에있어서 이러한 위험의 근원이 얼마나 평범한 지에 놀랐습니다. 핵전쟁이나 슈퍼 바이러스 (마틴리스 경이 설득력있게 말한 위협)를 만드는 고독한 테러리스트와는 달리, 기후 위기와 새로운 감시 문화에 관해서는 우리 자신의 무고한 개별 행동을 통해 집단적으로이를 수행하고 있습니다. 외계인의 위협이 도착한 것과는 달리 메가 레이저를 사용하여 지구의 기후를 새롭고 위험한 상태로 몰아 넣을 것입니다. 아니, 그것은 우리뿐입니다. 날아 다니고, 플라스틱 병을 사용하고, 겨울에 우리 집을 따뜻하게 유지합니다. 그리고 그것은 검은 방탄복을 입은 병사들이 우리 문에 도착하여 우리의 활동을 추적하는 청취 장치를 설치하도록 강요하는 것과는 다릅니다. 아니, 우리는 그들이 너무 편리하기 때문에 기꺼이 부엌 카운터에 그들을 설치했습니다. 우리의 존재 나 자유에 대한 이러한 위협은 우리가 태어난 문화 시스템에서 삶을 살아가는 것만으로 우리가하고있는 일입니다. 그리고 이러한 시스템에서 벗어나려면 상당한 노력이 필요합니다.

그럼 다음은 뭐죠? 다른 무언가를 만들고 함께 사는 방법을 집단적으로 파악할 수 없기 때문에 우리는 단순히 운명을 맞이할까요? 모르겠어요. 우리가 파멸 할 가능성이 있습니다. 그러나 나는 위대한 (그리고 내가 가장 좋아하는) 공상 과학 작가 킴 스탠리 로빈슨의 강연에서 희망을 찾았다. 그는 시대에 따라인지 적 · 감정적 배경 인 '느낌의 구조'가 어떻게 다른지 지적했다. Robinson looked at some positive changes that emerged in the wake of the COVID pandemic, including a renewed sense that most of us recognize that we're all in this together. 아마도 그는 우리 시대의 감정 구조가 곧 바뀔 것이라고 말했다.



코멘트:

  1. JoJozshura

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  2. Mekree

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