천문학

모든 중성자 별이 회전합니까?

모든 중성자 별이 회전합니까?


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나는 그들 중 일부가 펄서이고 펄서는 매우 빠르게 회전한다는 것을 알고 있지만 모든 중성자 별이 회전합니까? 운동량 보존 때문이라고 생각하지만, 정말 잘 모르겠습니다.


나는 모든 중성자 별이 회전한다고 말하는 것이 절대적으로 안전하다고 생각합니다.

각운동량을 보존하면 지구 크기 (대략)의 거대한 별핵에서 반경 10km의 무언가로 붕괴 할 때 각속도가 반경 감소의 제곱 (즉, $ sim 4 times 10 ^ 5 $. 따라서 별의 핵이 처음부터 약간의 회전을 가졌다 고하더라도 중성자 별은 실제로 매우 빠르게 회전 할 것입니다.

어린 펄서는 약 0.01 초에서 아마도 1 초 정도의 회전 주기로 태어난 것으로 보입니다. 그런 다음 나이가 들어감에 따라 각운동량을 잃습니다.

모호하지 않고 질문에 답하는 데 어려움이있는 것은 중성자 별이 1-10 초 이상의 주기로 회전하면 (펄서 자기장 강도에 따라 달라짐-아래 그림 참조) 펄서 메커니즘입니다. 스위치가 꺼지고 중성자 별은 모든 의도와 목적에 따라 보이지 않게됩니다 (소위 "펄서 죽음의 선", Zhang 2003).

펄서가 꺼진 후에도 스핀 다운은 계속 될 것으로 예상되지만 스핀 다운 속도 자체는 회전 속도에 따라 달라 지므로 중성자 별은 수백억 년 후에도 멈추지 않습니다.


나는 모든 항성 물체가 회전한다고 말하고 싶습니다. 순전히 방사형 일 수없는 부착 과정에서 비롯됩니다.

별의 물체가 당신이 바라 보는 지역에서 회전을 멈추기 위해 올바른 힘을받을 가능성이 희박하더라도, 다음에 작은 힘이 가해지면 다시 회전하기 시작할 것입니다 (아주 느리더라도).


물리학과 학생이 중성자 별 스핀의 새로운 이론으로 찬사를 받았습니다.

PASADENA-- 우주론에서 커리어를 시작할 때, 강타로 시작하는 것이 적합합니다.

Ben Owen은 캘리포니아 공과 대학에서 물리학 박사 학위를 받았으므로 이제 할 일입니다. Owen은 6 월 12 일 졸업식에서 최고의 Caltech 논문으로 연례 Clauser Prize를 수상했을뿐만 아니라 그의 작업도 국제 심포지엄의 주제가되었습니다. 9 월에 그는 박사후 연구원으로 Albert Einstein Institute (심포지엄이 개최 된 곳)에서 새로운 일자리를 얻기 위해 독일로 날아갈 것입니다.

Owen의 논문이 많은 관심을 불러 일으키는 이유는 천체 물리학에서 수십 년 전의 잔소리가 들리는 질문을 해결하고 새로운 질문의 장을 열었 기 때문입니다.

특히, 그의 "작은 물체의 중력파"5 장에서는 어린 중성자 별이 왜 그렇게 느린 회전을하는지 보여줍니다. Lee Lindblom과 Sharon Morsink가 함께 수행 한 5 장의 연구는 빠르게 회전하는 중성자 별이 격렬하게 진동하여 스핀 에너지를 중력파로 버릴 것이라고 예측합니다. 이 작업은 Physical Review Letters 저널 6 월 1 일호에 실 렸습니다.

Owen과 그의 동료들의 새로운 이론은 레이저 간섭계 중력파 관측소 (LIGO)가 온라인으로 출시 된 후 몇 년 안에 실험적으로 테스트 될 것입니다.

중성자 별은 태양의 질량에 대한 극도로 조밀 한 몸체로 지름이 약 15 마일 인 구체로 가득 차 있습니다. 그들은 일반적으로 거대한 별의 초신성 폭발에서 형성됩니다.

별에서 더 가벼운 원소의 융합이 중단 되었기 때문에 폭발 후 남은 물질이 너무 가깝게 뭉쳐서 원자 대부분의 전자와 양성자가 실제로 융합하여 중성자를 형성합니다.

중성자 별은 빛조차도 빠져 나갈 수 없을 정도로 밀도가 높은 블랙홀만큼 조밀하지 않습니다. 그러나 중성자 별은 여전히 ​​기괴한 효과를 낼 수있을만큼 콤팩트합니다. 예를 들어 우주 비행사가 중성자 별에 착륙하면 그와 그의 우주선은 중력에 의해 별의 전체 표면에 몇 개의 원자로 이루어진 균일 한 층으로 번질 것입니다.

또한 중성자 별은 미친 듯이 회전하는 경향이있어 주목할 만하다. 지구상의 천문학 자들은 무선 신호의 "깜박임"또는 때로는 가시 광선에서 스트로브처럼 깜박임에서이 회전을 추론합니다. 깜박이는 속도에 따라 관찰자들은 펄서라고 알려진이 특정 중성자 별이 초당 600 번 빠르게 회전 할 수 있다는 것을 알고 있습니다.

그러나 이것은 논쟁이 시작되는 곳이고 Owen의 논문이 많은 관심을 불러 일으키는 곳입니다. 뉴턴 물리학의 법칙에 따르면, 천천히 회전하는 일반 별이 초신성이되고 중성자로 붕괴되면 가능한 가장 빠른 회전 속도로 속도를 높여야하는 설득력있는 이유가 없습니다.

회전하는 동안 더 빨리 회전하기 위해 팔을 당기는 아이스 스케이터에서도 동일한 효과를 볼 수 있습니다.

그러나 천문학 자들이 관찰 한 모든 젊은 중성자 별은 초당 120 회 이하의 속도로 회전하거나 가장 빠른 것으로 알려진 펄서보다 5 배 더 느리게 회전하며 다른 메커니즘에 의해 초신성 이후 오랫동안 회전했다고 생각됩니다.

Owen의 이론은 시공간에서 일종의 항력을 생성하는 일종의 유체 순환이 중성자 별에서 발생한다는 것입니다. 회전에 의해 존재하기 때문에 "quotr-modes"라고 불리는 이러한 움직임은 지구에서 원형 움직임으로 조류를 움직이는 바다 소용돌이와 매우 유사합니다.

Owen의 논문이 보여준 것은 빠르게 회전하는 중성자 별의 r- 모드가 중력파를 강하게 방출한다는 것입니다. 항성을 떠나는 중력파로 인한 항력 효과는 젊은 중성자 별에서 발견되는 내부 마찰로 인해 정상적으로 죽을 때 r- 모드를 성장시킵니다. 이 과정에서 회전하는 중성자 별이 속도를 늦 춥니 다.

따라서 새로 생성 된 중성자 별은 실제로 매우 빠르게 회전을 시작할 수 있지만 성장하는 r- 모드로 인해 빠르게 느려집니다. 오래된 중성자 별은 마찰이 훨씬 더 강하며 다른 과정에 의해 다시 회전 할 수 있습니다.

Owen은 "현재 알려진 표준 방법은 이러한 전류가 매우 커질 수 있다고 말합니다."라고 말합니다.

R 모드의 크기가 핵심이라고 그는 설명합니다. 그의 연구에 따르면 r- 모드가 너무 커서 물질이 극에서 극으로 가상으로 슬로 싱된다면 중성자 별은 1 년 이내에 원래 회전 속도의 1/10로 느려지 게됩니다. 사실 이것은 기존 펄서에서 볼 수있는 회전 속도와 일치합니다.

그러나 그 효과는 자멸 적이라고 Owen은 말합니다. r- 모드는 빠르게 회전하는 별에 의해 방출 될 때 더 강한 중력파에 의해 계속 진행됩니다. 그러나 별을 떠나는 중력파는 별이 회전하게하여 파동을 약하게 만들고, 이는 다시 r- 모드를 계속 유지할 힘이 적다는 것을 의미합니다. 그래서 중성자 별은 결국 평형에 도달합니다.

"R 모드가 매우 커지면 중력파로 많은 에너지를 방출하기 시작합니다."라고 Owen은 말합니다. "하지만 그들은 영원히 그렇게 할 수 없습니다. 왜냐하면 그들이 방사하는 회전 에너지가 애초에 그들을 살아있게하기 때문입니다."

따라서 Owen은 1 년 동안 거의 모든 펄서가 Newtonian 최대 값보다 훨씬 적은 회전 속도로 회전해야한다고 말합니다.

Owen의 작업은이 시점에서 순전히 이론적이지만 LIGO가 작동 할 때 테스트 할 수 있습니다. 루이지애나 남부와 워싱턴 중부에서 쌍둥이 감지기를 사용하는 Caltech와 MIT 간의 공동 프로젝트 인 LIGO는 중력파의 감지 및 세부 연구를 위해 특별히 설계되었습니다.

만약 초신성이 우리 우주의 이웃에서 터지면, 6 천만 광년 이내에 LIGO는 지구로 던져지는 중력파를 감지 할 수 있어야합니다. 그리고 만약 파도가 1 년 동안 예측 된 속도로 변한다면, Owen의 이론적 연구는 관찰에 의해 입증 될 것입니다.

"LIGO가 파도를 감지 할 수있을만큼 가까운 거리에서 매년 여러 초신성이 방출되어야합니다."라고 그는 말합니다. "그러므로 초신성이 발생하면 먼저 파동이 초당 최대 1,000 회 주기로 매우 갑작스럽게 시작된 다음 1 년 동안 초당 약 100 ~ 200 회 주기로 우는 소리를 봐야합니다."

Owen, Lindblom 및 Morsink의 작업은 전 세계의 우주 학자와 중력파 실험자들이 현재 어려움을 겪고있는 새로운 질문을 제기합니다. 어린 중성자 별의 슬로 싱은 얼마나 커지며 성장을 제한하는 것은 무엇입니까? LIGO 실험자들은 LIGO의 과다한 데이터에서 Owen의 예측 파동을 찾기 위해 컴퓨터 프로그램을 재 설계 할 수 있습니까? 오웬의 갓 태어난 중성자 별처럼 어떤 다른 종류의 별이 격렬하게 튀어 나올 것이며, 그 헐떡임이 그들에게 어떤 영향을 미칠 것이며, LIGO가 중력파를 찾도록 조정할 수 있습니까?

Caltech의 Owen의 논문 감독자는 유명한 책 Black Holes and Time Warps : Einstein & # 39s Outrageous Legacy의 저자 인 유명한 이론 물리학자인 Kip Thorne입니다.


Ethan에게 물어보세요 : 회전이 펄서의 모양에 어떤 영향을 미칩니 까?

중성자 별은 우주에서 가장 밀도가 높은 물질 집합 중 하나이지만. [+] 질량을 제한합니다. 그것을 초과하면 중성자 별이 더 붕괴되어 블랙홀을 형성합니다.

우주에는 우리가 알고있는 거의 모든 것이 어떤 식 으로든 회전하는 물체가 거의 없습니다. 우리가 알고있는 모든 달, 행성 및 별은 자체 축에서 회전합니다. 즉, 우리의 물리적 현실에는 진정으로 완벽한 구체 같은 것이 없습니다. 정수 역학적 평형 상태의 물체가 회전함에 따라 극에서 압축되는 동안 적도에서 팽창합니다. 우리 지구는 하루에 한 번 회전하기 때문에 적도 축을 따라 극축보다 42km 더 길며 더 빨리 회전하는 것들이 많습니다. 가장 빠르게 회전하는 물체는 어떻습니까? Patreon의 후원자 인 Jason McCampbell이 알고 싶어하는 내용입니다.

[S] ome 펄서는 놀라운 회전율을 가지고 있습니다. 이로 인해 물체가 얼마나 왜곡되고, 이런 식으로 재료를 흘리거나 중력이 여전히 모든 재료를 물체에 묶을 수 있습니까?

모든 것이 얼마나 빨리 회전 할 수 있는지에는 한계가 있으며 펄서도 예외는 아니지만 일부는 정말 예외적입니다.

모든 펄서와 마찬가지로 벨라 펄서는 중성자 별 시체의 예입니다. 가스와 물질. 그것을 둘러싸고있는 [+]는 매우 흔하며이 중성자 별의 맥동 ​​거동에 연료를 제공 할 수 있습니다.

펄서 또는 회전하는 중성자 별은 우주의 어떤 물체보다도 놀라운 특성을 가지고 있습니다. 초신성의 여파로 핵이 태양의 질량을 초과하지만 직경이 몇 킬로미터에 불과한 중성자 덩어리로 붕괴되는 중성자 별은 가장 밀도가 높은 물질 형태입니다. "중성자 별"이라고 불리지 만, 약 90 % 정도의 중성자이므로 회전하면이를 구성하는 하전 입자가 빠르게 움직여 큰 자기장을 생성합니다. 주변 입자가이 장에 들어 오면 가속되어 중성자 별의 극에서 방출되는 복사선을 생성합니다. 그리고이 극 중 하나가 우리를 가리킬 때 우리는 펄서의 "펄스"를 봅니다.

중성자로 만들어진 펄서는 양성자와 전자의 외피를 가지고있어. [+] 표면에서 우리 태양의 수조 배의 매우 강한 자기장. 스핀 축과 자기 축이 약간 잘못 정렬되어 있습니다.

Wikimedia Commons / Roy Smits의 Mysid

대부분의 중성자 별은 우리의 시선과 우연히 일치하지 않기 때문에 우리에게 펄서로 나타나지 않습니다. 모든 중성자 별이 펄서 인 경우 일 수 있지만 실제로는 그 중 극히 일부만 펄싱하는 것을 볼 수 있습니다. 그럼에도 불구하고, 회전하는 중성자 별에서 관찰 할 수있는 매우 다양한 회전주기가 존재합니다.

크랩 성운의 핵심, 최근에 화려한. [+] 초신성 폭발은 펄싱하고 빠르게 회전하는 중성자 별 인 펄서의 존재로 인해 이러한 특징적인 잔물결을 나타냅니다. 불과 1,000 년이 된이 젊은 펄서는 초당 30 회 회전하는 일반적인 펄서의 전형입니다.

압도적 인 대다수의 젊은 펄서가 포함 된 일반 펄서는 완전한 회전을 만드는 데 몇 백분의 1 초에서 몇 초까지 걸리는 반면, 더 오래되고 더 빠른 "밀리 초"펄서는 훨씬 더 빠르게 회전합니다. 알려진 가장 빠른 펄서는 초당 766 회 회전하는 반면, 2,000 년 된 초신성 잔재 RCW 103의 중심에서 발견 된 가장 느린 펄서는 축을 중심으로 완전히 회전하는 데 6.7 시간이 걸립니다.

초신성 잔재 RCW 103의 중심에서 매우 느리게 회전하는 중성자 별도. [+] 자기. 2016 년에 다양한 인공위성의 새로운 데이터는 이것이 지금까지 발견 된 가장 느리게 회전하는 중성자 별임을 확인했습니다.

X-ray : NASA / CXC / University of Amsterdam / N. Rea et al Optical : DSS

몇 년 전, 천천히 회전하는 별이 이제 인류에게 알려진 가장 구형의 물체가되었다는 잘못된 이야기가있었습니다. 있을 것 같지 않게! 태양은 완전한 구에 매우 가깝고, 적도면에서 극 방향보다 10km 더 길지만 (또는 완전한 구에서 0.0007 % 떨어져 있음) 새로 측정 된 별 KIC 11145123은 크기가 두 배 이상입니다. 적도와 극 사이의 차이는 3km에 불과합니다.

우리가 아는 가장 느리게 회전하는 별인 Kepler / KIC 1145123은 극지방과 적도가 다릅니다. [+] 직경은 0.0002 %에 불과합니다. 그러나 중성자 별은 훨씬 더 평평 할 수 있습니다.

Laurent Gizon 외 / Mark A Garlick

완전 구형에서 0.0002 % 이탈하는 것은 꽤 좋지만 가장 느리게 회전하는 중성자 별 인 1E 1613은 모두 이겼습니다. 지름이 약 20km라면 적도와 극 반경의 차이는 대략 단일 양성자의 반지름입니다. 이는 1 % 평탄화의 1 조분의 1 미만입니다. 그건, 만약 우리는 중성자 별의 회전 역학이 그 모양을 결정한다는 것을 확신 할 수 있습니다.

그러나 그것은 사실이 아닐 수 있으며, 우리가 동전의 다른면, 즉 가장 빠르게 회전하는 중성자 별을 볼 때 이것은 엄청나게 중요합니다.

중성자 별은 전체 광도가 매우 작고 낮지 만 매우 뜨겁고 시간이 오래 걸립니다. 식히기 위해 [+]. 당신의 눈이 충분히 좋다면, 당신은 그것이 우주의 현재 시대의 수백만 배 동안 빛나는 것을 볼 것입니다.

중성자 별은 믿을 수 없을 정도로 강한 자기장을 가지고 있으며, 정상적인 중성자 별은 약 1 천억 가우스와 가장 강력한 자력으로 100 조에서 1 천억 가우스 사이에서 들어옵니다. (비교를 위해 지구의 자기장은 약 0.6 가우스입니다.) 회전은 중성자 별을 편원 스페 로이드라고 알려진 모양으로 평평하게 만드는 반면, 자기장은 반대 효과를 가져야 회전 축을 따라 중성자 별이 prolate spheroid로 알려진 축구와 같은 모양입니다.

편평형 (L) 및 돌출 형 (R) 스페 로이드는 일반적으로 평평하거나 길쭉한 모양입니다. [+] 구체는 작용하는 힘에 따라 달라질 수 있습니다.

Ag2gaeh / Wikimedia Commons

중력파의 제약으로 인해 중성자 별은 회전에 의해 유발 된 모양에서 10 ~ 100cm 미만으로 변형되며 이는 약 0.0001 % 이내로 완벽하게 구형임을 의미합니다. 그러나 실제 변형은 훨씬 작아야합니다. 가장 빠른 중성자 별은 766Hz 또는 0.0013 초의 주기로 회전합니다.

가장 빠른 중성자 별의 평탄화를 계산하는 방법은 여러 가지가 있지만 합의 된 방정식없이 적도 표면이 빛의 속도의 약 16 %로 움직이는이 놀라운 속도조차도 평탄화를 초래할 것입니다. 0.0000001 %에 불과합니다. 그리고 이것은 중성자 별의 표면에있는 모든 것이 머무를 수있는 속도 탈출에 가까운 곳이 아닙니다.

병합의 마지막 순간에 두 개의 중성자 별은 단순히 중력파를 방출하는 것이 아니라. [+] 전자기 스펙트럼을 가로 질러 메아리 치는 격변적인 폭발과 주기율표의 가장 높은 끝을 향한 수많은 무거운 원소.

워릭 대학교 / 마크 갈릭

그러나 두 개의 중성자 별이 합쳐 졌을 때, 그것은 우리가 지금까지 만난 회전 중성자 별 (합병 후)의 가장 극단적 인 예를 제공했을 것입니다. 우리의 표준 이론에 따르면이 중성자 별은 특정 질량을 지나서 블랙홀로 붕괴되어야합니다. 즉, 태양 질량의 약 2.5 배입니다. 그러나 이러한 중성자 별이 빠르게 회전하면 중성 파를 통해 충분한 에너지가 방출되어 임계 불안정성에 도달 할 때까지 중성자 별 상태로 유지 될 수 있습니다. 이것은 허용 가능한 중성자 별의 질량을 적어도 일시적으로 최대 10-20 %까지 증가시킬 수 있습니다.

우리가 중성자 별-중성자 별의 합병과 그로부터의 중력파를 관찰했을 때, 이것이 우리가 믿고있는 일입니다.

합병 후 중성자 별의 자전 속도는 얼마입니까? 모양이 얼마나 왜곡 되었습니까? 그리고 합병 후 중성자 별은 일반적으로 어떤 유형의 중력파를 방출합니까?

우리가 답에 도달하는 방법은 다양한 질량 범위에서 더 많은 사건을 조사하는 조합을 포함합니다 : 2.5 태양 질량 (안정적인 중성자 별을 얻어야하는 곳)의 결합 질량 미만, 태양 질량 2.5에서 3 개 사이 (예 : 우리가 본 사건, 블랙홀이되는 일시적인 중성자 별)과 3 개 이상의 태양 질량 (블랙홀로 직접 이동하는 곳)을 얻고 광 신호를 측정하는 것입니다. 또한 영감을주는 단계를 더 빨리 포착하고 합병 전에 예상되는 출처를 가리킬 수 있음으로써 더 많은 것을 배울 것입니다. LIGO / Virgo 및 기타 중력파 감지기가 모두 온라인 상태가되어 더 민감 해짐에 따라 우리는 더 나아질 것입니다.

두 개의 병합 중성자 별에 대한 작가의 삽화. 이원 중성자 별 시스템은 영감을주고 병합합니다. [+]도 있지만, 우리가 발견 한 가장 가까운 궤도 쌍은 거의 1 억년이 지나야 합쳐질 것입니다. LIGO는 그 전에 많은 다른 것들을 찾을 것입니다.

NSF / LIGO / Sonoma State University / A. Simonnet

그때까지 중성자 별은 빠른 회전으로 생각할 수 있지만 비교할 수없는 밀도로 인해 극도로 단단합니다. 매우 강한 자기장과 상대 론적 스핀을 가지고 있어도, 그들은 우리가 우주 전체에서 거시적으로 발견 한 다른 어떤 것보다 더 완벽한 구체 일 가능성이 높습니다. 개별 입자가 더 완벽한 구체로 밝혀지지 않는 한 (그리고 그럴 수도 있음) 가장 느리게 회전하는 가장 낮은 자기장 중성자 별은 가장 구형이고 자연적으로 발생하는 모든 물체를 찾을 수있는 장소입니다. 시간이 지남에 따라 수명이 길고 안정적인 중성자 별에 도달하면 시간이 지남에 따라 회전 속도를 천천히 변경하는 것입니다. 그것에 대한 모든 것은 우리가 말할 수있는 한 거기에 머물러 있습니다.


모든 중성자 별이 회전합니까? -천문학

일부 중성자 별은 어떻게 펄서가되고 다른 별은 그렇지 않습니까?

이 질문에 답하기 위해서는 중성자 별과 펄서의 관계를 이해할 필요가 있습니다. 중성자 별은 매우 강력한 자기장 (지구의 약 0.6 가우스에 비해 약 1012 가우스)을 가지고 있으며 매우 빠르게 회전합니다 (초당 약 100 회). 또한, 중성자 별의 환경에는 과다한 하전 입자가 존재하므로 중성자 별은 자극을 통해 복사를 방출합니다. 자극과 지리 (회전축)가 지구에서 일치하지 않는다는 것을 알고 계실 것입니다. 유사하게, 그들은 여러 중성자 별에서 일치하지 않습니다. 따라서 중성자 별이 회전 할 때 방사 광선이 회전축 주위로 휩쓸립니다. 우리가 광선의 경로에 누워 있으면 펄서가 보입니다. 대부분의 경우 지구는 빔의 경로에 있지 않기 때문에 펄서가 보이지 않습니다.

2015 년 8 월 29 일에 Michael Lam이 편집: 이제 우리는 모든 중성자 별, 심지어 빔이 우리의 시선을 통과하기 때문에 볼 수있는 별조차 펄서라는 것을 압니다. 일부는 더 강력한 자기장을 가진 마그네 타로 알려져 있습니다. 무선 빔은 펄서의 회전 속도를 늦추는 것이 아니라이 자기장의 붕괴에 의해 전력을 공급받습니다. 일부 초신성이 왜 펄서가되고 일부는 마그네 터가되는지는 정확히 알려지지 않았습니다.

저자 정보

Jagadheep D. Pandian

Jagadheep은 6GHz에서 8GHz 사이에서 작동하는 Arecibo 전파 망원경 용 새 수신기를 만들었습니다. 그는 우리 은하에서 6.7GHz 메탄올 메이저를 연구합니다. 이 메이저는 거대한 별이 태어나는 곳에서 발생합니다. 그는 2007 년 1 월 Cornell에서 박사 학위를 받았으며 독일의 Max Planck Insitute for Radio Astronomy에서 박사후 연구원이었습니다. 그 후 그는 하와이 대학의 천문학 연구소에서 Submillimeter 박사후 연구원으로 일했습니다. Jagadheep은 현재 Indian Institute of Space Scence and Technology에 있습니다.


중성자 별의 탄생

철은 핵재입니다. 줄 에너지가없고 융합 될 수 없습니다. 융합이 갑자기 멈추고 균형이 끝납니다. 핵융합의 외부 압력이 없으면 핵은 그 위에있는 별의 엄청난 무게에 의해 부서집니다.

지금 일어나는 일은 굉장하고 무섭습니다.

전자와 양성자와 같은 입자는 실제로 서로 가까이 있기를 원하지 않습니다. 그러나 붕괴하는 별의 압력이 너무 커서 전자와 양성자가 중성자로 융합되고 원자핵처럼 단단히 조여집니다.

지구 크기의 쇠 구슬이 도시 크기의 순수한 핵 물질 공에 압착됩니다.

그러나 핵심뿐만 아니라 별 전체가 폭발하고 중력이 바깥층을 25% 빛의 속도. 이 파열은 철심에서 튀어 나와 충격파를 생성하여 바깥쪽으로 폭발하고 나머지 별은 우주로 퍼집니다.

이것이 우리가 초신성 폭발이라고 부르는 것이며, 가장 밝은 은하보다 더 빛날 것입니다. 별의 남은 것은 이제 중성자 별입니다.


모든 중성자 별이 회전합니까? -천문학

일부 중성자 별은 어떻게 펄서가되고 다른 별은 그렇지 않습니까?

이 질문에 답하기 위해서는 중성자 별과 펄서의 관계를 이해할 필요가 있습니다. 중성자 별은 매우 강력한 자기장 (지구의 약 0.6 가우스에 비해 약 1012 가우스)을 가지고 있으며 매우 빠르게 회전합니다 (초당 약 100 회). 또한, 중성자 별 환경에는 과다한 하전 입자가 존재하므로 중성자 별은 자극을 통해 복사를 방출합니다. 자극과 지리적 극 (회전축)이 지구에서 일치하지 않는다는 것을 알고있을 수 있습니다. 유사하게, 그들은 여러 중성자 별에서 일치하지 않습니다. 따라서 중성자 별이 회전 할 때 방사 광선이 회전축 주위로 휩쓸립니다. 우리가 광선의 경로에 누워 있으면 펄서가 보입니다. 대부분의 경우 지구는 빔의 경로에 있지 않기 때문에 펄서가 보이지 않습니다.

2015 년 8 월 29 일에 Michael Lam이 편집: 이제 우리는 모든 중성자 별, 심지어 빔이 우리의 시선을 통과하기 때문에 볼 수있는 별조차 펄서라는 것을 압니다. 일부는 더 강력한 자기장을 가진 마그네 타로 알려져 있습니다. 무선 빔은 펄서의 회전 속도를 늦추는 것이 아니라이 자기장의 붕괴에 의해 전력을 공급받습니다. 일부 초신성이 왜 펄서가되고 일부는 마그네 터가되는지는 정확히 알려지지 않았습니다.

저자 정보

Jagadheep D. Pandian

Jagadheep은 6GHz에서 8GHz 사이에서 작동하는 Arecibo 전파 망원경 용 새 수신기를 만들었습니다. 그는 우리 은하에서 6.7GHz 메탄올 메이저를 연구합니다. 이 메이저는 거대한 별이 태어나는 곳에서 발생합니다. 그는 2007 년 1 월 Cornell에서 박사 학위를 받았으며 독일의 Max Planck Insitute for Radio Astronomy에서 박사후 연구원이었습니다. 그 후 그는 하와이 대학의 천문학 연구소에서 Submillimeter 박사후 연구원으로 일했습니다. Jagadheep은 현재 Indian Institute of Space Scence and Technology에 있습니다.


아웃백 전파 망원경이 발견 한 조밀하고 회전하는 죽은 별

천문학 자들은 호주 아웃백에서 저주파 전파 망원경을 사용하여 펄서 (밀도가 높고 빠르게 회전하는 중성자 별)를 발견하여 전파를 우주로 보내는 중성자를 발견했습니다.

펄서는 서호주의 외딴 중서부 지역에서 MWA (Murchison Widefield Array) 망원경으로 감지되었습니다.

과학자들이 MWA로 펄서를 발견 한 것은 이번이 처음이지만 많은 사람들 중 처음이 될 것이라고 믿고 있습니다.

이 발견은 수십억 달러 규모의 SKA (Square Kilometer Array) 망원경에서 나온 신호입니다. MWA는 SKA의 전신 망원경입니다.

ICRAR (International Center for Radio Astronomy Research)의 Curtin University 노드에있는 PhD 학생 인 Nick Swainston은 진행중인 펄서 조사의 일부로 수집 된 데이터를 처리하면서 발견했습니다.

“펄서는 초신성의 결과로 태어납니다. 거대한 별이 폭발하여 죽으면 중성자 별이라고 알려진 붕괴 된 핵을 남길 수 있습니다. "그들은 태양 질량의 약 1.5 배이지만 모두 20km 이내에 압축되어 있으며 매우 강력한 자기장을 가지고 있습니다."

펄서를 관찰하는 Murchison Widefield Array 전파 망원경의 256 개 타일 중 하나에 대한 예술가의 인상 & # 8212 밀도가 높고 빠르게 회전하는 중성자 별이 우주로 전파를 보내는 중성자 별. 크레딧 : Dilpreet Kaur / ICRAR / Curtin University

Swainston은 펄서가 빠르게 회전하고 자극에서 전자기 복사를 방출한다고 말했습니다.

“방출이 우리의 시야를 휩쓸 때마다 우리는 맥박을 보게됩니다. 이것이 바로 우리가 그것을 펄서라고 부르는 이유입니다.”라고 그는 말했다. "거대 우주 등대처럼 상상할 수 있습니다."

ICRAR-Curtin 천문학자인 Ramesh Bhat 박사는 새로 발견 된 펄서가 지구에서 3000 광년 이상 떨어져 있으며 1 초에 한 번씩 회전한다고 말했습니다.

"이것은 일반 별과 행성에 비해 믿을 수 없을 정도로 빠릅니다."라고 그는 말했습니다. "하지만 펄서의 세계에서는 꽤 정상입니다."

Bhat 박사는 펄서 조사를 위해 수집 된 방대한 양의 데이터 중 약 1 %를 사용하여이 발견이 이루어 졌다고 말했습니다.

"우리는 단지 표면을 긁어 냈습니다."라고 그는 말했습니다. "우리가이 프로젝트를 본격적으로 수행하면 앞으로 수백 개의 펄서가 발견 될 것입니다."

펄서는 극한 조건에서 물리 법칙을 테스트하는 것을 포함하여 여러 응용 분야에 천문학 자에 의해 사용됩니다.

“중성자 별에서 나온 한 숟가락의 물질은 수백만 톤의 무게가 나갈 것입니다.”라고 Bhat 박사는 말했습니다.

“그들의 자기장은 우리가 지구에서 가지고있는 것보다 약 1000 억 배 더 강한 우주에서 가장 강한 것 중 일부입니다.”

"따라서 우리는 지구 기반 실험실에서는 할 수없는 물리학을 수행하는 데 사용할 수 있습니다."

타일 ​​107 또는 알려진대로 & # 8220The Outlier & # 8221은 망원경의 중심에서 1.5km 떨어진 MWA의 256 개 타일 중 하나입니다. 타일과 고대 풍경을 비추는 것은 달입니다. 크레딧 : Pete Wheeler, ICRAR

펄서를 찾아 극한 물리학에 사용하는 것도 SKA 망원경의 핵심 과학 동력입니다.

MWA 디렉터 인 Steven Tingay 교수는이 발견이 남반구에서 발견을 기다리고있는 많은 펄서 집단을 암시한다고 말했다.

"이 발견은 데이터 처리가 엄청나게 어렵 기 때문에 매우 흥미롭고 그 결과는 우리가 MWA와 SKA의 저주파 부분을 사용하여 더 많은 펄서를 발견 할 수있는 잠재력을 보여줍니다."

“펄서에 대한 연구는 수십억 달러 규모의 SKA의 주요 과학 분야 중 하나입니다. 따라서 우리 팀이이 작업의 최전선에 서게되어 매우 기쁩니다.”라고 그는 말했습니다.

참조 : & # 8220Murchison Widefield 어레이를 사용한 Steep-spectrum 저광도 펄서의 발견 & # 8221 by NA Swainston, NDR Bhat, M. Sokolowski, SJ McSweeney, S. Kudale, S. Dai, KR Smith, IS Morrison, RM Shannon, W. van Straten, M. Xue, SM Ord, SE Tremblay, BW Meyers, A. Williams, G. Sleap, M. Johnston-Hollitt, DL Kaplan, SJ Tingay 및 RB Wayth, 2021 년 4 월 21 일, 천체 물리학 저널 편지.
DOI : 10.3847 / 2041-8213 / abec7b


중성자 별

중성자 별은 이전의 초신성 폭발에 의해 방출 된 에너지를 보존하기 위해 회전합니다. 그들은 일반적으로 매우 빠르게 회전합니다. 내 주장 [그리고 내가 틀렸을 가능성을 허용한다]은 폭발이 비대칭적이고 파편에 엄청난 양의 각운동량을 부여한다는 것입니다.

부록 : 내가 할 말을 고려하기 전에 selfAdjoint의 말을 들어보세요. 그는 훨씬 더 많은 지식을 가지고 있으며 나는 그의 판단을 따릅니다. 나는 단지 내 스핀을 주려고 노력합니다.

중성자 별은 실제로 빠르게 회전하면서 태어나지 만 주된 원인은 각운동량의 보존이라고 생각합니다. 즉, 반경이 몇 배씩 줄어들 기 때문에 작은 초기 스핀 속도가 확대됩니다.

이것은 여전히 ​​가장 빠른 펄서를 얻기에 충분하지 않습니다. 이것은 실제로 증가 토크에 의해 생성됩니다. 이것은 근처의 별이 물질을 중성자 별에 버리고 물질이 표면과 충돌 할 때 그것을 회전시키고 있음을 의미합니다. 그것이 우리가 "밀리 초 펄서"를 얻는 방법입니다.

비대칭 초신성 폭발이 실제로 "중성자 별 발 차기"를 유발한다고 생각하는 폭발이라고 언급하셨습니다. 우리는 은하에서 비정상적으로 빠른 속도로 움직이는 중성자 별을 봅니다. 이것은 그들이 어떤 것에 의해 "차기"되었다는 것을 의미합니다. 당연히 우리는 이것이 초신성과 관련이 있다고 생각합니다.

마지막으로, 원래의 질문에 대해, 회전하지 않는 중성자 별은 거의 완벽한 구체 여야합니다. 실제로 자연적으로 생성 될 수있는 완벽한 구체에 대한 가장 좋은 근사치 일 수 있습니다.

그리고 그 소행성에 대해.

소행성의 모양은 상당히 무작위입니다. 일반적으로 중력이 많은 역할을하기에는 너무 작습니다. 그들의 모양은 그들의 내용물이 함께 모이는 무작위 방식과 여행에서 그들을 때리는 것에 의해 결정됩니다.

둘 다 할 수 있다는 것이 맞습니다. 부착 흐름의 토크는 궤도 방향에 따라 다릅니다. 다시 말해서, 떨어지는 물질은 동반자가 주위를 도는 것과 같은 의미로 중성자 별에 충돌 할 것입니다. 이것이 스핀에 반대하면 토크에 의해 스핀 다운됩니다. 일반적으로 같은 방향으로 회전하고 공전 할 것으로 예상하지만 (같은 이유로 행성이 같은 방향으로 공전하고 회전하는 경향이 있음) 필수 사항은 아닙니다. 회전이 멈춘 경우에도 토크가 계속됨에 따라 결국 다른 방향으로 회전하게됩니다.

여러분이 언급하는 다른 효과 (조석 고정)는이 경우에 훨씬 더 작을 것입니다. 주로 중성자 별이 매우 튼튼한 짐승이기 때문입니다. 지구의 스핀 다운은 달이 그 모양을 약간 왜곡하고 회전 할 때 회전시키기 때문에 발생합니다. 중성자 별의 모양은 작은 크기와 압축에 대한 저항성 때문에 동반자에 의해 거의 변하지 않을 것입니다. 대신, 물질이 중성자 별 표면에 직접적으로 미치는 영향에 대해 이야기하고 있습니다.


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연구 결과 : 학술지 기고›기사›피어 리뷰

T1-출생시 중성자 별의 회전주기와 회전 프로파일

N2-우리는 초신성 코어 붕괴, 바운스 및 포스트 바운스 단계에 대한 광범위한 1 차원 및 2 차원 복사 유체 역학 시뮬레이션의 결과를 제시하고 원시 중성자 별 (PNS) 스핀주기 및 회전 프로파일에 초점을 맞 춥니 다. 초기 철심 각속도, 차동 회전 정도 및 선조 질량의 함수. For the models considered, we find a roughly linear mapping between initial iron core rotation rate and PNS spin. The results indicate that the magnitude of the precollapse iron core angular velocities is the single most important factor in determining the PNS spin. Differences in progenitor mass and degree of differential rotation lead only to small variations in the PNS rotational period and profile. Based on our calculated PNS spins at ∼200-300 ms after bounce and assuming angular momentum conservation, we estimate final neutron star rotation periods. We find periods of 1 ms and shorter for initial central iron core periods of ≲10 s. This is appreciably shorter than what previous studies have predicted and is in disagreement with current observational data from pulsar astronomy. After considering possible spin-down mechanisms that could lead to longer periods, we conclude that there is no mechanism that can robustly spin down a neutron star from ∼1 ms periods to the "injection" periods of tens to hundreds of milliseconds observed for young pulsars. Our results indicate that, given current knowledge of the limitations of neutron star spin-down mechanisms, precollapse iron cores must rotate with periods of around 50-100 s to form neutron stars with periods generically near those inferred for the radio pulsar population.

AB - We present results from an extensive set of one- and two-dimensional radiation-hydrodynamic simulations of the supernova core-collapse, bounce, and postbounce phases and focus on the proto-neutron star (PNS) spin periods and rotational profiles as a function of initial iron core angular velocity, degree of differential rotation, and progenitor mass. For the models considered, we find a roughly linear mapping between initial iron core rotation rate and PNS spin. The results indicate that the magnitude of the precollapse iron core angular velocities is the single most important factor in determining the PNS spin. Differences in progenitor mass and degree of differential rotation lead only to small variations in the PNS rotational period and profile. Based on our calculated PNS spins at ∼200-300 ms after bounce and assuming angular momentum conservation, we estimate final neutron star rotation periods. We find periods of 1 ms and shorter for initial central iron core periods of ≲10 s. This is appreciably shorter than what previous studies have predicted and is in disagreement with current observational data from pulsar astronomy. After considering possible spin-down mechanisms that could lead to longer periods, we conclude that there is no mechanism that can robustly spin down a neutron star from ∼1 ms periods to the "injection" periods of tens to hundreds of milliseconds observed for young pulsars. Our results indicate that, given current knowledge of the limitations of neutron star spin-down mechanisms, precollapse iron cores must rotate with periods of around 50-100 s to form neutron stars with periods generically near those inferred for the radio pulsar population.


Neutron Star Suffers a “Glitch”, Gives Astronomers a Glimpse Into How They Work

A neutron star is what remains after a massive star goes supernova. It’s a tightly-packed, ultra-dense body made of—you guessed it—neutrons. Actually, that’s not absolutely true.

Mathematical models show that neutron stars are made up of layers, and in those layers there are things other than just neutrons. But as you look deeper into a neutron star, you see more and more tightly-packed neutrons, and less of anything else. Once you get to the core, it’s mostly neutrons.

We’re not certain, exactly, what the interior of a neutron star looks like, but mathematical models suggest they’re like this. Image Credit: By Robert Schulze – Own work, CC BY-SA 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=11363893

But it’s the ‘looking deeper into a neutron star’ that’s the problematic part. Nobody’s ever seen the inside of one.

Astronomers are stuck observing the exterior of neutron stars from a distance to try to understand them. Physics and mathematical models help, but there’s no substitute for actual observation. Luckily, sometimes neutron stars suffer “glitches,” and those glitches are an opportunity to learn something about these ultra-dense bodies.

Neutron stars rotate. They can also emit electromagnetic radiation from their poles, and when that radiation is pointed at Earth intermittently during the star’s rotation, we can see the beams. These neutron stars are called pulsars.

For the most part that rotation is very regular, and very rapid. But sometimes they rotate faster, and that happens when portions of the interior of the star move towards the exterior. For a brief astronomical moment, this glitch can let astronomers gain some insight into these perplexing objects.

In 2016, astronomers using the Mt. Pleasant telescope observed the Vela Pulsar glitching. The Vela Pulsar is about 1000 light years away, in the constellation Vela. It’s the brightest pulsar in the sky in radio frequencies, and it’s also the most well-known of all the glitching pulsars. Only about 5% of pulsars glitch, and Vela glitches about every three years.

This Chandra image shows the Vela Pulsar as a bright white spot in the middle of the picture, surrounded by hot gas shown in yellow and orange. A jet of material is wiggling from the hot gas in the upper right. Image Credit: By NASA/CXC/PSU/G.Pavlov et al. – http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/heapow/archive/compact_objects/vela_pulsar_jet.html, Public Domain, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=135898

This neutron star, which like all neutron stars is only several kilometers in diameter, normally rotates at about 11 times per second. But during the 2016 glitch, the star’s rotation sped up. This was the first time that it was observed glitching live.

In a paper published in the journal Nature Astronomy, a team of scientists re-analyzed the data from the 2016 glitch. The paper is called “Rotational evolution of the Vela pulsar during the 2016 glitch.” The first author is Dr. Greg Ashton of the Monash School of Physics and Astronomy.

The main finding of their re-analysis is that the glitch is more than just a simple increase of rotational velocity. The star rapidly spun up, before relaxing to glitch speed. According to the authors, the behavior of Vela during the glitch gave them a glimpse into the make-up of the interior of the neutron star.

They say that neutron stars have three distinct layers. In a press release, co-author Paul Lasky, also from the Monash School of Physics and Astronomy, said, “One of these components, a soup of super-fluid neutrons in the inner layer of the crust, moves outwards first and hits the rigid outer crust of the star causing it to spin up. But then, a second soup of super-fluid that moves in the core catches up to the first, causing the spin of the star to slow back down.”

They call this phenomenon an overshoot. According to the authors, other scientists have predicted this in studies, but it hasn’t been observed.

“This overshoot has been predicted a couple of times in the literature, but this is the first real time it’s been identified in observations,” Lasky said.

Study co-author Dr Vanessa Graber from McGill University was one of the scientists to predict this overshoot, and she talked about it in her 2018 paper “Rapid crust coupling and glitch rises in superfluid neutron stars.”

But during the live observation of Vela in 2016, the rotating neutron star displayed some other odd behavior: prior to the glitch it actually slowed down. This is something that’s never been observed before.

“Immediately before the glitch, we noticed that the star seems to slow down its rotation rate before spinning back up,” Dr Ashton said. “We actually have no idea why this is, and it’s the first time it’s ever been seen.”

Artist’s illustration of a rotating neutron star, the remnants of a super nova explosion. Credit: NASA, Caltech-JPL

“It could be related to the cause of the glitch, but we’re honestly not sure,” Ashton said.

This study is a new piece of the puzzle when it comes to neutron stars. They’re calling the slow down that precedes the spin-up an “anti-glitch.” The anti-glitch is followed by the “overshoot” which was predicted by co-author Graber and others. Then, there’s the relaxation down to the actual glitch speed. This three-step sequence hasn’t been observed in its entirety before. The authors think that this three-step model for glitches is an important discovery.

In the conclusion of their paper they say, “During the 2016 glitch, the Vela pulsar first spun down. A few seconds later it rapidly spun up, before finally spinning down with an exponential relaxation time of ? 60 s. This model is substantially favoured over a simple step glitch, or one with only a single spin-up event.”

It’s the observation of the anti-glitch that’s key. If astronomers are able to observe other pulsars behaving like this, then they can test predictions against them.

Artist’s illustration of a neutron star, a tiny remnant that remains after its predecessor star explodes. Here, the 12-mile (20-kilometer) sphere is compared with the size of Hannover, Germany. Credit: NASA’s Goddard Space Flight Center

But for now, there’s only one observed instance of the anti-glitch. Without more observation evidence, scientists are limited to models. As the authors say in the conclusion of their paper, “Analyses like that presented herein only assess the relative evidence of models.” Also, “Even the best fitting models tested here do not explain all the features in the data.”

The authors suspect that their analysis will re-ignite more observation and study of neutron stars and their glitches, and to inspire some new theories.


비디오보기: რა მოხდება, თუკი ამ წამს მზე ჩაქრება? (구월 2022).


코멘트:

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