الفلك

كيف نعرف أن الأعداء ليس ثقبًا أسود (أو نجمًا نيوترونيًا)؟

كيف نعرف أن الأعداء ليس ثقبًا أسود (أو نجمًا نيوترونيًا)؟


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.

من المفترض أن يكون Nemesis ، وهو "نجم الموت" الافتراضي ، جسمًا ضخمًا يدور حول الشمس على مسافات طويلة ويرسل بشكل دوري المذنبات من سحابة أورت إلى النظام الشمسي الداخلي. تؤثر هذه المذنبات على الأرض وتسبب أحداث الانقراض. لم يتم العثور عليها ، والحالة النظرية لها ليست مقنعة على أي حال.

سؤالي هنا حول هذا الخط الفضولي من صفحة ريتشارد مولر في LBL.

لحسن الحظ ، هناك العديد من الاستطلاعات التي أجريت في جميع أنحاء السماء والتي يجب أن تجد Nemesis في السنوات القليلة المقبلة ، إذا كان هناك ، واستبعد Nemesis إذا لم يفعل ذلك. (يمكن أن يختبئ الأعداء إذا كان ثقبًا أسود ، لكن هذا ليس معقولاً للغاية). تشمل هذه الاستطلاعات Pan-Starrs و LSST.

كيف نعرف أنه ليس من المعقول أن يكون الأعداء ثقبًا أسود؟ في هذا الصدد ، كيف نعرف أنه ليس نجمًا نيوترونيًا؟


إذا كانت الشمس قد ولدت في نظام ثنائي عريض نسبيًا بنجم كان سيصبح ثقبًا أسود أو نجمًا نيوترونيًا عبر مستعر أعظم ، إذن (أ) من المحتمل جدًا أن يتعطل هذا النظام بسبب هذا المستعر الأعظم وسنقوم بذلك. لا تكون في نظام ثنائي الآن ؛ (ب) يجب أن يكون هناك دليل على وجود مستعر أعظم في شكل وفرة عالية جدًا من بنات بعض النويدات المشعة قصيرة العمر المدمجة في مواد النظام الشمسي. هنالك بعض دليل على هذا الأخير ، لكنني لا أعتقد أنه يكفي لأن الشمس كانت في نظام ثنائي مع مثل هذا النجم (على الرغم من أنني قد أتحقق من هذا).

حجة بديلة هي أن الشمس تم التقاطها في المدار بواسطة بقايا النجوم في وقت لاحق. هذا يتجنب مشاكل المستعر الأعظم ، لكن عملية الالتقاط غير مرجحة بطبيعتها في مجرتنا بمجرد مغادرة النجوم لبيئات ولادتها ، خاصةً الالتقاط الذي يتم ضبطه بدقة بدلاً من ذلك لتحقيق النتائج. فقط أقل من صفر لطاقة وضع النظام الناتجة لثنائي عريض جدًا. إن الالتقاط بواسطة نجم "عادي" سيكون في أي حال أكثر احتمالا بكثير من الالتقاط بواسطة كائن مضغوط نادر نسبيا.


أعتقد أنه يمكننا التخلص من هذا مباشرة. المحور شبه الرئيسي المتوقع هو 1.5 سنة ضوئية. كان من المعقول في الوقت الذي كتب فيه أن مثل هذا الشيء يمكن أن يظل مخفيًا. لم يعد من المعقول أن يكون الثقب الأسود بالكتلة الدنيا المطلوبة لتكوينه قد أفلت من عقود من البحث الآلي عن الكويكبات. إنه قريب جدًا ، ولديه الكثير من المنظر ، ويجب أن يكون له سرعة عرضية كبيرة جدًا ، وكان سيظهر على أنه عدسة جاذبية في عمليات البحث عن الكويكب الآن. إنهم يبحثون عن أشياء ليست متشابهة من إطار إلى إطار. هذا من شأنه أن يقطع أجهزة الكشف.

عملية المرور الأولى للبحث عن الكويكبات هي ببساطة أخذ لوحين من نفس الجزء من السماء وفرق بينهما بشيء يزيد قليلاً عن XOR. لديك الآن نقاط مضيئة حيث يتحرك شيء ما. يتم فحصها مقابل جدول معروف للأشياء الأمامية ، وأي شيء غير متطابق يتم فحصه من قبل الإنسان. ستظهر عدسة جاذبية غير متوقعة لأنها لا تلغي بين الإطارات لأن حجم الضوء كان مختلفًا جدًا. إذا لم يكن الأمر ميتًا (وسيكون هذا معظم الوقت) ، فسيكون قد انتقل أيضًا.

الميكانيكا المدارية التي تنطوي عليها عملية الالتقاط ستؤدي إلى تشويه كبير في مدار مجرة ​​الشمس في مستوى الالتقاط. نلاحظ أن الحياة ظهرت على سطح الأرض بمجرد أن كانت باردة بدرجة كافية ، ولم تقلى بإشعاع المجرة. وهذا بدوره يتطلب تذبذب المحور Z للشمس حول المجرة التي توجد بها أو أصغر ؛ الذي يقيد Nemesis ليكون على مستوى المجرة أو بالقرب منه.

لكن لدي حفرة لا أستطيع إغلاقها. إذا تجاهلنا افتراضات Nemesis العادية بما فيه الكفاية ، فيمكن أن ينتهي بنا الأمر إلى كونها رفيقة الشمس طوال الوقت. يجب أن تكون عملية الالتقاط النموذجية معطلة لتكوين الكواكب حول الشمس الجنينية ، لكن المدار المفترض يكون بعيدًا بما يكفي لتجنب هذه المشكلة. يتطلب هذا طريقة التقاط غريبة ، ولكن على الأرجح سننتهي بواحد على أي حال.


هل ليجو على وشك تدمير نظرية "الفجوة الجماعية" بين النجوم النيوترونية والثقوب السوداء؟

تُظهر هذه المحاكاة الإشعاع المنبعث من نظام الثقب الأسود الثنائي. من حيث المبدأ ، يجب علينا. [+] لها ثنائيات نجم نيوتروني ، وثنائيات ثقب أسود ، وأنظمة ثقب أسود نجمي نيوتروني ، تغطي النطاق الشامل المسموح به للكتلة. من الناحية العملية ، نرى "فجوة" في مثل هذه الثنائيات بين 2.5 و 5 كتل شمسية. إنه لغز رائع لعلم الفلك الحديث للعثور على هذه المجموعة المفقودة من الكائنات.

مركز جودارد لرحلات الفضاء التابع لناسا

عندما يولد نجم في الكون ، فإن مصيره النهائي يتحدد بالكامل تقريبًا منذ لحظة اشتعال الاندماج النووي في جوهره. اعتمادًا فقط على عدد قليل من العوامل - الكتلة ، ووجود عناصر أثقل من الهيليوم ، وما إذا كان جزءًا من نظام متعدد النجوم - يمكننا أن نحسب بدقة كبيرة ما سيكون عليه المصير النهائي لنجم مولود بخصائص محددة.

بالنسبة لمعظم النجوم ، بما في ذلك جميع النجوم المشابهة لشمسنا ، سيكون المصير النهائي قزمًا أبيض: مجموعة كثيفة للغاية من الذرات أكبر من العشرات (أو حتى المئات) من كواكب المشتري ، ولكن بحجم كوكب الأرض فقط. لكن بالنسبة للنجوم الأكثر ضخامة ، ينتظرنا مصير أكثر كارثية: مستعر أعظم ، يمكن أن يؤدي إما إلى نشوء نجم نيوتروني أو بقايا ثقب أسود. قد تكون هناك فجوة جماعية أو لا توجد بين أثقل النجوم النيوترونية والثقوب السوداء الأخف وزناً التي شكلتها المستعرات الأعظمية ، ولم تكن البشرية في وضع أفضل لمعرفة ذلك.

نظام التصنيف الطيفي Morgan-Keenan (الحديث) بمدى درجة حرارة كل نجم. [+] فئة مبينة أعلاه ، بالكلفن. شمسنا هي نجمة من فئة G ، تنتج ضوءًا بدرجة حرارة فعالة تبلغ حوالي 5800 كلفن وسطوع لمعان شمسي واحد. يمكن أن تكون النجوم منخفضة الكتلة بنسبة 8٪ من كتلة شمسنا ، حيث ستحترق بها

0.01٪ من سطوع شمسنا وتعيش أكثر من 1000 مرة ، لكن يمكنها أيضًا أن ترتفع إلى مئات أضعاف كتلة شمسنا ، بملايين المرات من لمعان شمسنا وأعمارها لبضعة ملايين من السنين فقط.

مستخدم ويكيميديا ​​كومنز LucasVB ، إضافات بواسطة E. Siegel

كلما زاد حجم النجم ، زادت كمية المواد التي يمكن استخدامها كوقود للاندماج النووي. قد تميل إلى الاعتقاد أنه مع احتراق المزيد من الوقود ، ستعيش النجوم الأكثر ضخامة لفترة أطول ، لكن العكس تمامًا هو الصحيح.

الطريقة التي تشكل بها النجوم هي من خلال انهيار سحابة جزيئية من الغاز. عندما يكون لديك كميات هائلة من المادة التي تدخل في تكوين نجمك ، فإن انهيار تلك السحابة يحبس كميات أكبر من الحرارة في الداخل ، مما يؤدي إلى ارتفاع درجات الحرارة الأساسية على مساحة أكبر داخل هذا النجم. على الرغم من أن الوصول إلى درجة حرارة تبلغ 4000.000 كلفن (أو نحو ذلك) داخل النجم يكفي لإشعال الاندماج النووي ، إلا أن درجات الحرارة المرتفعة تؤدي إلى معدلات اندماج أسرع بشكل ملحوظ ، والتي تعادل نجومًا أكثر لمعانًا ولكنها أقصر عمراً.

تتميز إحدى المجموعات العديدة في هذه المنطقة بنجوم زرقاء ضخمة وقصيرة العمر ولامعة. . [+] في غضون حوالي 10 ملايين سنة فقط ، ستنفجر غالبية أضخمها في مستعر أعظم من النوع الثاني ، مستعر أعظم ثنائي غير مستقر ، أو ستنهار بشكل مباشر. لم نكشف بعد عن المصير الدقيق لجميع هذه النجوم ، حيث لا نعرف ما إذا كانت هناك اختلافات جوهرية بين الكوارث التي تنتج النجوم النيوترونية وتلك التي تؤدي إلى الثقوب السوداء.

في أقصى حد من الكتلة العالية للطيف ، يمكن للنجوم تحقيق درجات حرارة تصل إلى عشرات أو حتى مئات الملايين من كلفن. عندما تنخفض وفرة الهيدروجين في اللب الداخلي إلى ما دون عتبة حرجة ، يبدأ معدل الاندماج في اللب في الانخفاض ، مما يعني أن الضغط الخارجي المتولد في قلب النجم يبدأ أيضًا في الانخفاض. نظرًا لأن هذه كانت القوة الأساسية التي تصد كل الجاذبية التي تعمل على انهيار النجم ، فإن انخفاض الوقود يعني أن قلب النجم سيبدأ في الانكماش.

كلما كان لديك كمية كبيرة من المادة تتقلص بسرعة (أي بشكل ثابت الحرارة) ، ستزداد درجة حرارة هذا النظام. بالنسبة للنجوم الضخمة بدرجة كافية ، فإن انكماش اللب سوف يسخنها بدرجة كافية بحيث يمكن أن تبدأ في دمج عناصر إضافية. بعد اندماج الهيدروجين ، يمكن أن يندمج الهيليوم في الكربون. بالنسبة للنجوم التي تزيد كتلتها عن 8 أضعاف كتلة شمسنا ، فإنها ستتجاوز ذلك وتدمج الكربون والأكسجين والنيون والسيليكون وما إلى ذلك ، حتى يتكون اللب الداخلي من عناصر مثل الحديد والنيكل والكوبالت: نوى يمكن صهرها لا مزيد من.

رسم فنانون (على اليسار) للجزء الداخلي لنجم هائل في المراحل الأخيرة ، قبل المستعر الأعظم ، من. [+] حرق السيليكون. (احتراق السيليكون هو المكان الذي يتشكل فيه الحديد والنيكل والكوبالت في القلب.) صورة شاندرا (على اليمين) من كاسيوبيا ، تُظهر بقايا المستعر الأعظم اليوم عناصر مثل الحديد (باللون الأزرق) والكبريت (الأخضر) والمغنيسيوم (الأحمر) . نحن لا نعرف ما إذا كانت جميع المستعرات الأعظمية المنهارة الأساسية تتبع نفس المسار أم لا.

ناسا / CXC / M. وايس بالأشعة السينية: NASA / CXC / GSFC / UHwang & amp J.Laming

بمجرد أن تبدأ في إنتاج الحديد والنيكل والكوبالت في قلب نجمك ، فلا يوجد مكان تذهب إليه. يتطلب دمج هذه النوى في عناصر أثقل طاقة أكثر مما تضعه عملية الاندماج ، مما يعني أنه من الأفضل أن تنهار النواة أكثر من حدوث تفاعلات اندماج جديدة. عندما ينهار اللب ، يحدث تفاعل الاندماج الجامح ، مما يؤدي إلى تفجير الطبقات الخارجية للنجم في انفجار مستعر أعظم ، بينما ينهار اللب وينهار.

ستنتج أنوية النجوم الموجودة في الطرف الأقل كتلة من طيف المستعر الأعظم نجومًا نيوترونية في مراكزها: بقايا نجمية تشبه نواة ذرية عملاقة يبلغ عرضها بضع عشرات من الكيلومترات ، ولكنها تحتوي على ما يصل إلى ما يقرب من

2.5 كتلة شمسية من المواد. ومع ذلك ، في النهاية عالية الكتلة ، يتم إنتاج ثقوب سوداء ، بما يقرب من 8 كتل شمسية وما فوق.

أنواع المستعرات الأعظمية كدالة للكتلة الأولية والمحتوى الأولي لعناصر أثقل من الهيليوم. [+] (معدنية). لاحظ أن النجوم الأولى تشغل الصف السفلي من الرسم البياني ، كونها خالية من المعادن ، وأن المناطق السوداء تتوافق مع الثقوب السوداء الانهيار المباشر. بالنسبة للنجوم الحديثة ، نحن غير متأكدين مما إذا كانت المستعرات الأعظمية التي تخلق النجوم النيوترونية هي في الأساس متشابهة أو مختلفة عن تلك التي تخلق الثقوب السوداء ، وما إذا كانت هناك "فجوة كتلة" موجودة بينها في الطبيعة.

Fulvio314 / ويكيميديا ​​كومنز

على الرغم من أن لدينا مجموعة متنوعة من الأساليب لاستنتاج كتل النجوم النيوترونية والثقوب السوداء ، فإن أبسط طريقة هي العثور على واحدة من هذه البقايا النجمية الموجودة في مدار ثنائي مع جسم ضخم آخر يمكن اكتشافه. تنبض النجوم النيوترونية ، على سبيل المثال ، وتتيح لك مراقبة سلوك نجم نيوتروني نابض يدور حول نجم نيوتروني آخر تحديد كتلة كليهما.

النجوم النيوترونية التي تحدث خللًا أثناء دورانها أو انفجارها أو دورانها في أنظمة مع نجوم أخرى ، يمكن أيضًا استنتاج كتلتها. الكتلة هي كتلة والجاذبية هي الجاذبية ، وهذه القواعد لا تتغير ، بغض النظر عما تتكون كتلتك. بالنسبة للثقوب السوداء ، من ناحية أخرى ، كنا قادرين فقط على استنتاج كتل أصغر منها عندما تكون جزءًا من أنظمة الأشعة السينية الثنائية. منذ ما يقرب من عقد من الزمان ، نشأت لغز ، مما أدى إلى فكرة "فجوة جماعية" بين النجوم النيوترونية والثقوب السوداء.

بالنظر إلى المصادر الثنائية ، مثل الثقوب السوداء والنجوم النيوترونية ، كشف عن مجموعتين من. [+] الأجسام: الأجسام منخفضة الكتلة التي تقل عن 2.5 كتلة شمسية وكتلة عالية الكتلة من 5 كتل شمسية وما فوق. بينما اكتشف LIGO و Virgo ثقوبًا سوداء أكبر من ذلك ، وحالة واحدة من عمليات اندماج النجوم النيوترونية التي يقع منتجها بعد الاندماج في منطقة الفجوة ، ما زلنا غير متأكدين مما يستمر هناك بخلاف ذلك.

تعاون فرانك إيلافسكي ، جامعة نورث وسترن و LIGO-Virgo

ابتداءً من عام 2010 ، لاحظ العلماء الذين درسوا هذه الأنظمة الثنائية التي تحتوي إما على نجوم نيوترونية أو ثقوب سوداء شيئًا غريبًا: في حين لوحظ وجود ثقوب سوداء منخفضة تصل إلى حوالي 7 أو 8 كتل شمسية ، ونجوم نيوترونية ضخمة مثل ما يقرب من 2 كتلة شمسية ، لم يتم اكتشاف أي شيء بينهما. بعبارة أخرى ، بين النجوم النيوترونية منخفضة الكتلة والثقوب السوداء ذات الكتلة العالية ، يبدو أن هناك نطاقًا كتليًا ، ربما بين 2-2.5 و5-8 كتلة شمسية ، حيث لا يبدو أن الثقوب السوداء ولا النجوم النيوترونية تعيش.

بالتأكيد ، هناك دائمًا احتمال أننا توصلنا إلى افتراض غير صحيح حول الفيزياء والفيزياء الفلكية المعنية ، ولكن حتى تلك الدراسات التي لا تزال لا تستطيع تفسير سبب وجود مثل هذا الانخفاض الحاد في عدد المصادر التي شوهدت أدناه حوالي 5 كتل شمسية .

عندما تندمج كتلتان مضغوطتان ، مثل النجوم النيوترونية أو الثقوب السوداء ، فإنها تنتج الجاذبية. [+] موجات. اتساع إشارات الموجة يتناسب مع كتل الثقب الأسود. لقد اكتشفنا فقط ثقوبًا سوداء تصل إلى حوالي 7 أو 8 كتل شمسية بهذه الطريقة ، ولكن قد توجد ثقوب سوداء صغيرة مثل حوالي 3 كتل شمسية. LIGO ليس حساسًا بدرجة كافية ، حتى الآن ، لتلك الجماهير المنخفضة ، لكنه في طريقه.

ناسا / مركز أبحاث أميس / سي. هينز

من الممكن أن يكون هناك سبب فيزيائي فلكي جيد لذلك. ليس كل نجم ضخم بما يكفي ليحدث مستعر أعظم سيفعل ذلك ، فهناك مصائر أخرى محتملة تنتظر مثل هذه النجوم. يشملوا:

  • تجريد الغاز من رفقاء في المدار ، تاركًا نواة متدهورة ،
  • المستعرات الأعظمية الزوجية غير المستقرة ، حيث ترتفع الطاقات الداخلية بدرجة كافية بحيث يتم إنتاج أزواج الإلكترون والبوزيترون تلقائيًا ، مما يؤدي إلى تدمير النجم الهائل بأكمله ،
  • عمليات الاندماج مع رفيق ، وإنشاء كائنات متوسطة الكتلة نادرة نسبيًا ، أو
  • الانهيار المباشر ، حيث يمكن للنجوم الضخمة بما يكفي أن تتعرض لكارثة حيث ينهار النجم بأكمله إلى ثقب أسود ، وقد لوحظت هذه الظاهرة لأول مرة مباشرة قبل بضع سنوات فقط.

ربما تكون انفجارات السوبرنوفا التي تخلق نجومًا نيوترونية مختلفة اختلافًا جوهريًا عن تلك التي تخلق الثقوب السوداء. إذا كان الأمر كذلك ، فقد يكون هناك عدد قليل فقط من الأجسام ذات الكتلة الأكبر من النجوم النيوترونية الشائعة ولكن ذات كتلة أقل من الثقوب السوداء الشائعة. من الممكن أن تكون أجسام "فجوة الكتلة" الوحيدة ناتجة تمامًا عن اندماج نجمين نيوترونيين.

تُظهر الصور المرئية / القريبة من الأشعة تحت الحمراء من هابل نجمًا هائلًا ، كتلته حوالي 25 ضعف كتلة الشمس. [+] اختفى من الوجود ، بدون سوبر نوفا أو أي تفسير آخر. الانهيار المباشر هو التفسير المعقول الوحيد المرشح ، وهو أحد الطرق المعروفة ، بالإضافة إلى المستعرات الأعظمية أو اندماج النجوم النيوترونية ، لتشكيل ثقب أسود لأول مرة.

إذن ، هل فجوة الكتلة حقيقية؟ أم أن هناك الكثير من النجوم النيوترونية و / أو الثقوب السوداء في هذا النطاق الكتلي الذي يبدو أنه قليل الكثافة السكانية اليوم؟

أحد الاحتمالات التي قد تكشف عن الإجابة هو فحص وجود كتل حرة الحركة في المجرة بطريقة مستقلة عن المصدر. يمكن تحقيق ذلك من خلال تطبيق علم العدسة الدقيقة للجاذبية: حيث تمر كتلة بين خط الرؤية ومصدر الضوء البعيد ، مما يتسبب في سطوع وتعتيم عابر لمصدر الخلفية بطريقة تعتمد فقط على الكتلة. من الكتلة المتداخلة.

تستفيد أحدث دراسات العدسة الدقيقة من البيانات المأخوذة من مهمة Gaia التابعة لوكالة الفضاء الأوروبية ESA ، ولا تجد أي دليل على الإطلاق لهذه الفجوة الكتلية المزعومة. بدلاً من ذلك ، اكتشفوا عددًا من مرشحات العدسة الدقيقة المثيرة للاهتمام مع بالضبط الكتل التي تحتاجها لملء هذه الفجوة المزعومة.

عندما يمر جسم ضخم بين خط نظرنا ومصدر بعيد ومضيء ، فهناك عنصر. [+] السطوع والتعتيم الذي سيحدث بناءً على هندسة وكتلة الكائن المتداخل (العدسة) فقط. من خلال هذه الآلية ، تمكنا من تقدير عدد الكتل في مجرتنا ، ولم نعثر على أي دليل على وجود فجوة في الكتلة ، بل وجدنا عددًا من المرشحين المثيرين للاهتمام في هذا النطاق الكتلي. نحن لا نعرف طبيعة أو أصل هذه الأشياء ، فقط كتلها.

معهد ناسا لعلوم الكواكب الخارجية / JPL-Caltech / IPAC

لكن الدراسات التي ذكرناها حتى الآن - دراسات غير مباشرة مثل هذه - ليست قاطعة. ما تريده هو طريقة لقياس / استنتاج كتل الأشياء بشكل مباشر بغض النظر عن طبيعتها ، مع القدرة في نفس الوقت على تحديد ما إذا كانت نجومًا نيوترونية أو ثقوبًا سوداء أو شيء أكثر غرابة. في بداية العقد ، كان هذا مجرد حلم ، وهو هدف يتجاوز قدراتنا الفنية.

ولكن مع النجاحات والترقيات الأخيرة لكاشفات الموجات الثقالية مثل LIGO و Virgo ، نحن في وضع لا يُصدق اليوم: حيث يجب أن تكشف الأشهر والسنوات القادمة ما إذا كانت فجوة الكتلة لا تزال قائمة إذا نظرنا إلى الكون في موجات الجاذبية وحدها . إذا كان هناك توزيع سلس وغير منقطع لكتل ​​البقايا النجمية في الكون ، فإننا نتوقع تمامًا أننا سنبدأ في العثور على هذه الأجسام التي تملأ فجوة الكتلة قريبًا ، حيث يبدأ نطاق حساسية LIGO أخيرًا في تضمين هذه الأجسام منخفضة الكتلة.

الأحداث الـ 11 التي تم اكتشافها بقوة بواسطة LIGO و Virgo خلال أول تشغيلين للبيانات ، يمتدان من. [+] 2015 إلى 2017. لاحظ أنه كلما زادت سعة الإشارة (التي تتوافق مع الكتل الأعلى) ، كلما كانت مدة الإشارة أقصر (بسبب نطاق حساسية التردد لـ LIGO). تعد الإشارة الأطول مدّة ، لعمليات اندماج النجوم الثنائية ، هي الإشارة ذات الاتساع الأدنى أيضًا. نظرًا لأن LIGO يحسن نطاقه وحساسيته (ويقلل من ضوضاء الأرضية) ، فإننا نتوقع أن يتم "ضغط" فجوة الكتلة المزعومة من الأعلى والأسفل.

Sudarshan Ghonge و Karan Jani (Ga. Tech) تعاون LIGO

يعد اكتشاف الأجسام الضخمة مثل النجوم النيوترونية والثقوب السوداء بموجات الجاذبية إنجازًا هائلاً ، ولكنه محدود بحساسية كاشفك. عندما توجد في أنظمة ثنائية وتدور في بعضها البعض ، فإنها تنبعث منها إشعاع الجاذبية: إشارة يمكن أن يكشفها كاشف حساس بدرجة كافية. بالنسبة لكاشف موجات الجاذبية مثل LIGO ، هناك أربعة أشياء يجب وضعها في الاعتبار:

  1. كلما كانت الكتلتان الملهمتان أكبر ، زادت سعة إشارتك.
  2. كلما اقتربت الكتلتان في الفضاء من بعضهما البعض ، زاد اتساع الإشارة القادمة.
  3. كلما اقتربت الكتل المندمجة منك في الفضاء ، زاد اتساع الإشارة القادمة.
  4. وكلما قلت كتلة هاتين الكتلتين ، زاد مقدار الوقت الذي تقضيه في نطاق التردد الذي يمكن اكتشافه بواسطة LIGO.

بعبارة أخرى ، هناك مقايضة: يمكن اكتشاف المزيد من الأجسام الضخمة على مسافة أكبر (على حجم مكاني أكبر) ، لكن الأجسام الأقل ضخامة تقضي وقتًا أطول في نطاق التردد الذي يكون LIGO حساسًا له.

عندما يندمج جسمان فوق 5 كتل شمسية ، يمكننا التأكد من أنهما ثقوب سوداء. . [+] أقل من 2.2 كتلة شمسية ، نعلم أن الأجسام التي نراها هي نجوم نيوترونية. لكن ماذا عن بينهما؟ يأمل LIGO في سد "فجوة الكتلة" هذه في المستقبل القريب ، وبعد ذلك سنعرف على وجه اليقين ما إذا كانت مأهولة بالثقوب السوداء ، أو النجوم النيوترونية ، أو ما إذا كانت هناك ندرة في الأجسام (وفجوة حقيقية) بعد كل شيء.

كريستوفر بيري / تويتر

في 14 أغسطس 2019 ، أعلن ليجو عن حدث مرشح بدا أنه يقع تمامًا ضمن نطاق الكتلة "المحظورة". بينما يشير تحليل المتابعة على الأرجح إلى أن هذا نجم نيوتروني يندمج مع ثقب أسود بدلاً من كائن موجود في نظام "فجوة الكتلة" ، فإنه إنجاز هائل أن ندرك أن LIGO ، أخيرًا ، تمتلك الآن القدرة على ملء في الفجوة مرة واحدة وإلى الأبد.

الكل في الكل ، LIGO في طريقه لالتقاط هذه الأجسام ذات الكتلة الأقل: تلك التي تقع في نطاق "فجوة الكتلة". لا نعرف أين يوجد أضخم نجم نيوتروني ، ولا أين يوجد ثقب أسود أصغر. لا نعرف ما إذا كانت النجوم النيوترونية المندمجة تنتج دائمًا ثقوبًا سوداء عند اندماجها (شيء نعتقد أنه حدث للكيلونوفا الواحدة التي لوحظت في عام 2017) ، ولا نعرف ما إذا كانت عمليات الدمج هذه هي الطريقة الوحيدة التي يملأ بها الكون منطقة فجوة الكتلة . ولكن مع وجود المزيد من البيانات من التشغيل الحالي لـ LIGO و Virgo - والتشغيل المستقبلي حيث يتم تعزيز الحساسية بشكل أكبر - قد يؤكد علماء الفيزياء الفلكية فكرة وجود فجوة في الكتلة أو يدمرونها تمامًا.


لماذا تُظهر النجوم النيوترونية ، وليس الثقوب السوداء ، مستقبل علم فلك الموجات الثقالية

في 17 أغسطس ، وصلت الإشارات من نجمين نيوترونيين مدمجين إلى الأرض بعد رحلة استمرت 130 مليون سنة ضوئية. بعد رقصة مدتها 11 مليار سنة ، تصاعدت بقايا النجوم الزرقاء الضخمة التي ماتت في المستعرات الأعظمية منذ فترة طويلة إلى بعضها البعض بعد إصدار إشعاع ثقالي كافٍ لرؤية مداراتها تتحلل. بينما يتحرك كل منهما عبر الزمكان المتغير الناتج عن مجال الجاذبية وحركة الآخر ، يتغير زخمه ، مما يتسبب في دوران الكتلتين حول بعضهما البعض بشكل وثيق مع مرور الوقت. في النهاية ، يلتقيان ، وعندما يحدثان ، يخضعان لرد فعل كارثي: كيلونوفا. لأول مرة ، سجلنا الإلهام والاندماج في سماء موجة الجاذبية ، ولاحظنا ذلك في جميع أجهزة الكشف الثلاثة (LIGO Livingston و LIGO Hanford و Virgo) ، وكذلك في السماء الكهرومغناطيسية ، من أشعة غاما على طول الطريق من خلال البصري والراديو. أخيرًا ، أصبح علم فلك الموجات الثقالية الآن جزءًا من علم الفلك.

كنا نعلم أن هذا يجب أن يحدث في النهاية. تمتلك النجوم النيوترونية كتلًا كبيرة جدًا ، تقدر بأكثر من كتلة الشمس لكل منها ، وبأحجام صغيرة جدًا. تخيل نواة ذرية لا تحتوي على حفنة ، أو بضع عشرات ، أو حتى بضع مئات من البروتونات والنيوترونات بداخلها ، بل قيمة نجم: 1057 منهم. تنقض هذه الأجسام المذهلة عبر الفضاء ، بشكل أسرع وأسرع ، حيث ينحني نسيج الفضاء نفسه ويشع بسبب وجودهما المتبادل. تتحد النجوم النابضة في الأنظمة الثنائية ، وفي المراحل الأخيرة من الاختبار ، يمكن اكتشاف الضغط الذي تفرضه على الكاشف حتى على بعد مائة مليون سنة ضوئية. لقد رأينا الدليل غير المباشر لعقود: اضمحلال مداراتهم المشتركة. لكن الدليل المباشر المتاح الآن يغير كل شيء.

في كل مرة تمر هذه الموجات عبر كاشفك ، فإنها تتسبب في تمدد وتقلص طفيف لأذرع الليزر. نظرًا لأن نظام النجوم النيوتروني يمكن التنبؤ به تمامًا ، ويتحلل بالمعدل الذي تنبأت به معادلات أينشتاين ، فنحن نعرف بالضبط كيف يجب أن يتصرف تردد وسعة الملهم. على عكس أنظمة الثقب الأسود ذات الكتل الأعلى ، فإن تردد هذه الأنظمة منخفضة الكتلة يقع في النطاق القابل للاكتشاف من كاشفات LIGO و Virgo لفترات زمنية أطول بكثير. في حين أن الغالبية العظمى من عمليات اندماج الثقوب السوداء والثقب الأسود مسجلة في مكشافات ليجو لجزء بسيط من الثانية فقط ، تم اكتشاف إشارات هذه النجوم النيوترونية ، حتى على مسافة تزيد عن 100 مليون سنة ضوئية ، لمدة نصف دقيقة تقريبًا!

هذه المرة ، اكتشف القمر الصناعي لأشعة غاما فيرمي انفجارًا عابرًا ، يتوافق مع كيلونوفا الذي سبق رؤيته ، بعد 1.7 ثانية فقط من وصول "الزقزقة" النهائية لإشارة موجة الجاذبية. بمرور 11 ساعة ، كان فريق LIGO / Virgo قد حدد منطقة في السماء بحجم 28 درجة مربع فقط: أصغر منطقة محلية تمت رؤيتها على الإطلاق. على الرغم من أن إشارة النجم النيوتروني كانت أقل كثافة في الحجم من إشارات الثقب الأسود ، إلا أن حقيقة أن أجهزة الكشف قد التقطت العديد من المدارات أعطت الفريق أقوى إشارة حتى الآن: نسبة إشارة إلى ضوضاء تزيد عن 32!

من خلال معرفة مكان هذه الإشارة ، يمكننا بعد ذلك تدريب أعظم تلسكوباتنا الضوئية والأشعة تحت الحمراء والراديوية على هذا الموقع في السماء ، حيث تقع المجرة NGC 4993 (على المسافة الصحيحة). خلال الأسبوعين التاليين ، رأينا نظيرًا كهرومغناطيسيًا لمصدر موجة الجاذبية ، والتوهج اللاحق لانفجار أشعة جاما الذي رآه فيرمي. لأول مرة ، لاحظنا اندماج نجم نيوتروني في موجات الجاذبية وعبر طيف الضوء ، مما يؤكد ما اشتبه فيه النظريون بطريقة مذهلة: هذا هو المكان الذي نشأت فيه غالبية أثقل العناصر في الكون.

لكن المشفرة أيضًا في هذا الدمج هي بعض الحقائق المذهلة التي قد لا تدرك الحقائق التي تشير إلى مستقبل علم فلك الموجات الثقالية.

1- بالكاد تدور النجوم الثنائية النيوترونية على الإطلاق! يمكن أن تكون النجوم النيوترونية بمعزل عن بعضها من أسرع الأجسام التي تدور في الكون ، حتى نسبة مئوية كبيرة من سرعة الضوء. الأسرع يدور أكثر من 700 مرة في الثانية ... لكن ليس في النظام الثنائي! يعني الوجود القريب لكتلة كبيرة أخرى أن قوى المد والجزر كبيرة ، وبالتالي فإن احتكاك جسم دوار بجسم آخر يتسبب في إبطاء كلاهما. بمرور الوقت ، لا يمكن لأي منهما أن يدور بأي سرعة ملحوظة ، مما يسمح لنا بتقييد المعلمات المدارية من إشارة موجة الجاذبية بإحكام شديد.

2.) تم تحويل ما لا يقل عن 28 من كتلة كوكب المشتري إلى طاقة عبر E = mc². لم نشهد من قبل اندماجًا بين النجوم النيوترونية والنجوم النيوترونية في موجات الجاذبية. في أنظمة الثقوب السوداء ذات الكتلة المكافئة ، يتم تحويل ما يصل إلى 5٪ من الكتلة الكلية إلى طاقة. في أنظمة النجوم النيوترونية ، من المتوقع أن يكون أقل ، لأن الاصطدام يحدث بين النوى ، وليس بين المفردات التي لا يمكن للكتلتين الاقتراب منها. ومع ذلك ، تم تحويل ما لا يقل عن 1٪ من الكتلة الإجمالية إلى طاقة نقية عبر معادلة آينشتاين للكتلة والطاقة ، وهي كمية هائلة من الطاقة ومثيرة للإعجاب!

3.) تتحرك موجات الجاذبية بسرعة الضوء بالضبط! قبل هذا الاكتشاف ، لم يكن لدينا موجة جاذبية وإشارة ضوئية يمكن التعرف عليها في وقت واحد للمقارنة مع بعضها البعض. بعد رحلة استمرت 130 مليون سنة ضوئية ، وصلت أول إشارة كهرومغناطيسية من هذا الاكتشاف بعد 1.7 ثانية فقط من ذروة إشارة الموجة الثقالية. هذا يعني ، على الأكثر ، أن الفرق بين سرعة الجاذبية وسرعة الضوء يبلغ حوالي 0.12 ميكرون- في الثانية أو 0.00000000000004٪. من المتوقع أن تكون هاتان السرعتان متساويتين تمامًا ، وتأخير إشارة الضوء يأتي من حقيقة أن تفاعلات إنتاج الضوء في النجم النيوتروني تستغرق ثانية أو اثنتين للوصول إلى السطح.

4.) وقت استجابة أسرع ممكن! بمرور الوقت حددنا لأول مرة المكان ثلاثي الأبعاد في السماء حيث كانت الإشارة الكهرومغناطيسية ، مرت اثنتا عشرة ساعة. بالتأكيد ، تمكنا من مراقبة النظير البصري على الفور ، ولكن كان من الأفضل الدخول في الطابق الأرضي. مع تحسن التحليل الآلي ، بالإضافة إلى مزامنة جميع أجهزة الكشف الثلاثة ، كان من الأفضل أن نفعل ذلك. على مدار السنوات القادمة ، ستصبح LIGO أكثر حساسية قليلاً ، وسوف يعمل Virgo بشكل أفضل ، وسيظهر كاشفان إضافيان شبيهان بـ LIGO ، KAGRA في اليابان و LIGO-India ، عبر الإنترنت. بدلاً من نصف يوم ، قد نتحدث قريبًا عن أوقات الاستجابة في غضون دقائق أو حتى ثوانٍ.

5.) الذهاب إلى الفضاء سيكون هو أقصى درجات مراقبة الموجات الثقالية. هنا على الأرض ، كان جزء من سبب استغراق وقت طويل للعثور على الموقع هو أنه في ليفينجستون ، لوس أنجلوس ، كان هناك خلل "ضوضاء": تسبب شيء ما في اهتزاز الكاشف الموجود على الأرض. ونتيجة لذلك ، لم يتمكن البرنامج الآلي من استخراج الإشارة الحقيقية ، وكان التدخل اليدوي مطلوبًا. قام فريق LIGO-Virgo بعمل رائع ، ولكن لو كانت هذه الكواشف في الفضاء ، فلن تكون هذه مشكلة في المقام الأول. لا توجد ضوضاء زلزالية في هاوية الفضاء بين الكواكب.

بخلاف دمج الثقوب السوداء وإلهام النجوم النيوترونية ودمجها:

  • يمكن رؤيتها لفترة أطول بسبب كتلتها المنخفضة ،
  • سوف ينبعث منها نظائر كهرومغناطيسية ، مما يسمح بتوحيد سماء الجاذبية والكهرومغناطيسية ،
  • عددهم أكبر بكثير ، والسبب الوحيد الذي جعلنا نرى المزيد من الثقوب السوداء يرجع إلى النطاق المتزايد لهم ،
  • ويمكن استخدامها لتعلم معلومات عن الكون ، مثل سرعة الجاذبية ، التي لا يمكن للثقوب السوداء أن تعلمنا إياها.

إن التأخير لمدة 11 ساعة تقريبًا من الاندماج إلى أول توقيع بصري وأشعة تحت الحمراء لا يرجع إلى الفيزياء ، ولكن بسبب القيود الآلية الخاصة بنا هنا. مع تحسن تقنيات التحليل لدينا واكتشاف المزيد من الأحداث ، سنتعرف بالضبط على الوقت الذي يستغرقه الأمر قبل إنشاء توقيعات الضوء المرئي عن طريق اندماج النجوم النيوترونية والنجوم النيوترونية.

أخيرًا ، تم التأكد من أصل العناصر الثقيلة ، وأن سرعة الجاذبية معروفة بشكل قاطع وموجة الجاذبية والسماء الكهرومغناطيسية واحدة. أي من المشككين في LIGO لديهم الآن التأكيد المستقل الذي كانوا يطالبون به ، ولم يعد هناك أي غموض. يتضمن مستقبل علم الفلك موجات الجاذبية ، وهذا المستقبل موجود اليوم. مبروك للجميع. اليوم ، كل الأرض هي المستفيد من هذه المعرفة المذهلة.


الثقب الأسود أو عدم وجود ثقب أسود: حول نتيجة اصطدام النجوم النيوترونية

تبحث دراسة جديدة قادها علماء GSI وزملاؤهم الدوليون في تكوين الثقوب السوداء في عمليات اندماج النجوم النيوترونية. تُظهر المحاكاة الحاسوبية أن خصائص المادة النووية الكثيفة تلعب دورًا حاسمًا ، والذي يربط بشكل مباشر حدث الاندماج الفيزيائي الفلكي بتجارب تصادم الأيونات الثقيلة في GSI و FAIR. ستتم دراسة هذه الخصائص بدقة أكبر في منشأة FAIR المستقبلية. تم نشر النتائج الآن في رسائل المراجعة البدنية. مع منح جائزة نوبل في الفيزياء لعام 2020 للوصف النظري للثقوب السوداء ولاكتشاف جسم فائق الكتلة في مركز مجرتنا ، يحظى الموضوع حاليًا أيضًا باهتمام كبير.

لكن في أي ظروف يتشكل الثقب الأسود بالفعل؟ هذا هو السؤال المركزي لدراسة أجراها GSI Helmholtzzentrum f & uumlr Schwerionenforschung في دارمشتات ضمن تعاون دولي. باستخدام المحاكاة الحاسوبية ، يركز العلماء على عملية معينة لتكوين الثقوب السوداء وهي دمج نجمين نيوترونيين (فيلم محاكاة).

تتكون النجوم النيوترونية من مادة كثيفة مضغوطة للغاية. يتم ضغط كتلة كتلة شمسية ونصف كتلة شمسية في حجم بضعة كيلومترات فقط. هذا يتوافق مع كثافات مماثلة أو أعلى من الكثافة الداخلية للنواة الذرية. في حالة اندماج نجمين نيوترونيين ، يتم ضغط المادة بشكل إضافي أثناء الاصطدام. وهذا يقود بقايا الاندماج التي على حافة الانهيار إلى ثقب أسود. الثقوب السوداء هي أكثر الأجسام ضغطًا في الكون ، حتى الضوء لا يمكنه الهروب ، لذلك لا يمكن ملاحظة هذه الأجسام مباشرة.

"المعلمة الحرجة هي الكتلة الكلية للنجوم النيوترونية. إذا تجاوزت عتبة معينة ، فإن الانهيار إلى ثقب أسود أمر لا مفر منه" يلخص الدكتور أندرياس باوسوين من قسم نظرية GSI. ومع ذلك ، فإن الكتلة الحدية الدقيقة تعتمد على خصائص المادة النووية عالية الكثافة. بالتفصيل ، لا تزال خصائص هذه المادة عالية الكثافة غير مفهومة تمامًا ، ولهذا السبب تصطدم مختبرات الأبحاث مثل GSI بالنواة الذرية - مثل اندماج النجوم النيوترونية ولكن على نطاق أصغر بكثير. في الواقع ، تؤدي تصادمات الأيونات الثقيلة إلى ظروف مشابهة جدًا لظروف اندماج النجوم النيوترونية. Based on theoretical developments and physical heavy-ion experiments, it is possible to compute certain models of neutron star matter, so-call equations of state.

Employing numerous of these equations of state, the new study calculated the threshold mass for black-hole formation. If neutron star matter or nuclear matter, respectively, is easily compressible -- if the equation of state is "soft" -- already the merger a relatively light neutron stars leads to the formation of a black hole. If nuclear matter is "stiffer" and less compressible, the remnant is stabilized against the so-called gravitational collapse and a massive rotating neutron star remnant forms from the collision. Hence, the threshold mass for collapse itself informs about properties of high-density matter. The new study revealed furthermore that the threshold to collapse may even clarify whether during the collision nucleon dissolve into their constituents, the quarks.

"We are very excited about this results because we expect that future observations can reveal the threshold mass" adds Professor Nikolaos Stergioulas of the department of physics of the Aristotle University Thessaloniki in Greece. Just a few years ago a neutron star merger was observed for the first time by measuring gravitational waves from the collision. Telescopes also found the "electromagnetic counterpart" and detected light from the merger event. If a black hole is directly formed during the collision, the optical emission of the merger is pretty dim. Thus, the observational data indicates if a black hole was created. At the same time the gravitational-wave signal carries information about the total mass of the system. The more massive the stars the stronger is the gravitational-wave signal, which thus allows determining the threshold mass.

While gravitational-wave detectors and telescopes wait for the next neutron star mergers, the course is being set in Darmstadt for knowledge that is even more detailed. The new accelerator facility FAIR, currently under construction at GSI, will create conditions, which are even more similar to those in neutron star mergers. Finally, only the combination of astronomical observations, computer simulations and heavy-ion experiments can settle the questions about the fundamental building blocks of matter and their properties, and, by this, they will also clarify how the collapse to a black hole occurs.


What are neutron stars?

Neutron stars, like black holes, are remnants of stars that perished in catastrophic explosions known as supernovas. When a star goes supernova, its material collapses to form a dense core. If this core is massive enough, it may form a black hole, which has such a powerful gravitational pull that not even light can escape. A less massive core will form a neutron star, so named because its gravitational pull is strong enough to crush protons together with electrons to form neutrons.

Although neutron stars are typically small, with diameters of about 12 miles (19 kilometers) or so, they are so dense that a neutron star's mass may be about the same as that of the sun. A teaspoon of neutron-star material has a mass of about a billion tons, making neutron stars the densest objects in the universe besides black holes.


Additional Science Textbook Solutions

An Introduction to Physical Science

Horizons: Exploring the Universe (MindTap Course List)

Physics for Scientists and Engineers

Physics for Scientists and Engineers, Technology Update (No access codes included)

Human Heredity: Principles and Issues (MindTap Course List)

Nutrition Through the Life Cycle (MindTap Course List)

Chemistry: Principles and Reactions

Biology: The Unity and Diversity of Life (MindTap Course List)

Cardiopulmonary Anatomy & Physiology

Biology: The Unity and Diversity of Life (MindTap Course List)

Fundamentals of Physical Geography

Introduction to General, Organic and Biochemistry

Understanding Nutrition (MindTap Course List)

Chemistry & Chemical Reactivity

Environmental Science (MindTap Course List)

Introductory Chemistry: A Foundation

Nutrition Through The Life Cycle

Human Biology (MindTap Course List)

Chemistry for Today: General, Organic, and Biochemistry

Chemistry for Engineering Students

Chemistry for Engineering Students

General Chemistry - Standalone book (MindTap Course List)

Environmental Science (MindTap Course List)

Biology (MindTap Course List)

General, Organic, and Biological Chemistry

Oceanography: An Invitation To Marine Science, Loose-leaf Versin

Chemistry & Chemical Reactivity

Chemistry: An Atoms First Approach

Organic And Biological Chemistry

Biology: The Dynamic Science (MindTap Course List)

Nutrition: Concepts and Controversies - Standalone book (MindTap Course List)


Where is Planet X? Where is Nemesis?

Before Pluto was discovered, the world’s astronomers were captivated by the possibility of finding another massive planet beyond the orbit of Neptune. In 1930, Pluto was discovered lurking in what was considered to be the edge of the Solar System. However, it quickly became apparent that Pluto was tiny it wasn’t the Planet X we were looking for. For the last 80 years, astronomers have been looking for a large planet that might go to some way of explaining interplanetary features such as the “Kuiper Cliff”, but Planet X has not been found. Unfortunately, the word “Planet X” has now become synonymous with conspiracy theories and doomsday, almost as notorious as the word “Nemesis”.

Nemesis is another unanswered question hanging over Solar System evolution: does the Sun have a binary twin? Is there a second, dim, hidden “sun” stalking it’s brighter counterpart from over a light year away? Some scientists have come forward to suggest that the existence of a hypothetical second sun — embodied as a brown dwarf or red dwarf — could explain some cyclical effects here on Earth (i.e. mass extinctions occurring with a strange regularity). Naturally, the discussion about Nemesis (like the discussion about the possibility of a massive Planet X) is purely academic, and only based on indirect observations and anecdotal evidence. Just because they might exist, doesn’t mean they do.

In a publication recently published to the arXiv database, one Italian researcher has dusted off this topic and asked a very basic question: Can we constrain the possible locations of Nemesis and/or Planet X إذا they did exist? His results are fascinating…

It’s nice to find a scientific publication about the possible existence of an unaccounted-for planet in the Solar System. The majority of articles I’ve written in the past 12 months have been examining the pseudo-science, fear, lies and nonsense surrounding the year 2012, of which “Planet X” seems to have a huge role to play. For some strange reason, certain unscrupulous authors have pinned every conceivable global doomsday event on a mythical planet that will be arriving at the inner Solar System on December 21st, 2012. Of course, this is total bunkum and the fear surrounding the name “Planet X” is completely unfounded. In fact, Planet X was originally the search for a massive planet beyond the orbit of Neptune, in the pre-Pluto era (some might say that we are now living in a “post-Pluto era” after the dwarf planet’s demotion… just a thought). Planet X is in fact the exciting astronomical journey the world took in the early 20th Century, culminating in the discovery of Pluto.

Searching for Planet X

Artist impression of the cold surface of Pluto (NASA)

Since Percival Lowell’s suggestion that there might be another planet out there perturbing the orbit of Neptune, the hunt for another planet was intense. The discovery of Pluto by Clyde Tombaugh in 1930 appeared to validate Lowell’s theory. However, by the 1970’s, it was found that Pluto was too small to account for أي perturbations in أي planet’s orbit, let alone the gas giant Neptune. However, as time went on and techniques became more advanced, the possible perturbations in Neptune’s orbit were put down to observational error. There was no longer any need for a Planet X, a hypothetical planetary body was no longer required to account for orbital perturbations. However, observations of the Kuiper Belt have reinvigorated the hunt for a Planet X (the “X” literally means “unknown”).

The Kuiper Belt is a region of space (in Pluto’s neighbourhood) where lots of icy, rocky bodies have been observed. As we have become rather good at observing small objects on our own doorstep (we’ve actually become rather good at observing objects in other star systems too), we have been able to plot the distribution of Kuiper Belt Objects (KBOs). It is in this distribution that a feature has been observed. At approximately 50 AU there is a sudden drop in KBO population. This has become known as the Kuiper Cliff and it possibly reveals that there is some significantly-sized planetary body (bigger than Pluto, but smaller than Earth) orbiting at a distance of 100 AU from the Sun. We have yet to discover anything that big shepherding the Kuiper Belt, but the Cliff is real, beyond 55 AU.

Other researchers have indicated that there may be a small planet orbiting at 60 AU (possibly explaining the behaviour of trans-Neptunian Objects, TNOs), or a massive planet (50% larger than Jupiter) patrolling a region of space over 1000 AU distant. However, there is still no strong evidence to support these theories, and there are certainly no observations of these possibilities.

The Sun’s Evil Twin?

Artist depiction of a dark star, or a brown dwarf (NASA)

So, we have some possible indirect observations of a Planet X out there, but what about the hypothetical Nemesis, the much feared “evil sun” that stalks our Solar System from afar?

In fact, it seems surprising that not more attention has been paid to Nemesis by conspiracy theorists and doomsayers. Planet X (a.k.a. Nibiru from the misunderstood Sumerian text), in comparison, seems like a petty concern when we are talking about a “second sun” that could be responsible for extinguishing life on Earth with alarming frequency. Although there is no direct evidence for the existence of Nemesis, some scientists have investigated this possibility. For a start, most stars observed in the galaxy are not single stars, they have a binary partner (often more). The Sun, as far as we know, is alone, there has never been any observation that our star has a binary partner. However, there are some indications that might point to the possibility of a faint, lightweight stellar companion that has remained secret till now. Key to this argument is the statistical regularity of mass extinctions on Earth, and its relationship with Oort Cloud objects.

Every 25 million years or so (over the last 250 million years), there appears to be some kind of extinction event on Earth. Could it be that a stellar partner, called Nemesis, passes closer to the Sun during its orbit, disturbing objects in the Oort cloud? If this is the case, there may be a mechanism for the regularity of comet impacts on Earth, thus causing the statistical regularity of extinctions. Once again, this is a hypothetical argument, but it is based on good science and historical evidence. If these extinction events are related to comet impacts after the comets have been kicked out of the Oort cloud by a binary brown dwarf or red dwarf, this suggests a binary orbital period of approximately 25 million years.

Where Are They?

Could Nemesis be a red dwarf? Probably not, according to precession data of the inner Solar System planets (NASA)

For argument’s sake, let’s say Planet X and Nemesis يستطع be out there. If so, how far away from the Sun يستطع they orbit? Lorenzo Iorio from the National Institute of Nuclear Physics in Pisa, Italy, has investigated this question, using data derived from the dynamics of inner Solar System planets. In particular, Iorio has computed the Newtonian/Einsteinian perihelion precession of planets within 1.5 AU of the Sun that could be caused by a massive, unknown, distant body. From his computations, it is assumed that no matter where the inner planets are located in their orbits, the gravitational force felt by the planets will be constant. Therefore, if there is a massive body out there (either Planet X or Nemesis), what is the minimum possible orbital distance allowed by the computed precession of the inner Solar System planets?

Iorio concludes that the minimum possible distances at which a Mars-mass, Earth-mass, Jupiter-mass and Sun-mass object can orbit around the Sun are 62 AU, 430 AU, 886 AU and 8995 AU respectively. To put these distances in perspective, the minimum possible distance a Mars-mass Planet X could orbit is over two times further away from the Sun than Pluto’s 39 AU (average) distance from the Sun.

If we consider the minimum possible orbit for a brown dwarf-mass object (often cited as a possible “failed star” candidate for Nemesis), with a mass of 75-80 Jupiters, its minimum orbital distance would be approximately 0.06 light years away (or 3,736-3,817 AU). A red dwarf (0.075-0.5 solar masses) would have a minimum orbital distance of 0.06-0.11 light years away (3,793-7,139 AU).

In Conclusion

Iorio has basically set the constraints on the closest possible orbital radii for unknown planets and small stellar objects as yet to be discovered in our Solar System. If they were any closer, their gravitational presence would be felt, and we’d easily be able to detect perturbations in the dynamics of the inner planets.

If Nemesis (the Sun’s binary partner) هو out there, it isn’t any closer than

3,800 AU (if it’s a large brown dwarf, or a small red dwarf). Therefore, it seems unlikely that Nemesis will have a very stable orbit as it would be affected by the gravity of other stars in different systems. From this evidence alone, Nemesis will remain a myth. In light of the updated paper, the minimum distance for a Nemesis candidate has reduced, and could therefore have a stable binary orbit with the Sun. However, something this large will have been observed by now.

According to a paper by David Jewitt, at the Institute for Astronomy, University of Hawaii, a Jupiter-sized planet could be detected up to a distance of 2140 AU (the minimum distance that a Jupiter-mass planet could exist is

886 AU according to Iorio). To put this into perspective, a Pluto-sized planetary body can be detected up to a distance of 320 AU according to Jewitt, so it would appear there is nothing of significant mass out there up to 320 AU away (if you can call Pluto’s mass “significant” that is!).

Therefore, there is little chance that Planet X does exist, Iorio’s data suggests that the minimum distance a Mars-mass object can orbit is 62 AU (twice the distance of Pluto’s orbit), but Jewitt’s data suggests that if something the size of Mars was orbiting the Sun at a distance of 62 AU, it would have been discovered by now. According to Jewitt, a Pluto-sized object is detectable up to a distance of 320 AU. Mars is far bigger than Pluto, meaning anything the size of Mars would have made its presence very obvious by now. A tiny Planet X within 320 AU is very hard to imagine, and anything bigger could be seen coming from a vast distance (a couple of thousand AU). If Planet X is improbable, the larger Nemesis seems even more so.

To cut a long story short, it looks like we have discovered all the large planets (of Mars mass and above) and anything else probably will have very little influence on inner Solar System dynamics for millennia for millions of years to come.


What are Neutron Stars?

Neutron stars are formed as a large star dies in a Type II Supernovae. The Supernovae blows off much of the star, and you are left with the collapsed iron core of a star (this happens to stars that have a mass about 8 to about 25 times the mass of the Sun). The remaining iron core collapses down to about 20 kilometers wide, but it still maintains a mass between 1.5 to 5 times the mass of our Sun (a pretty impressive little thing, no?). Neutron stars are typically about 20 kilometers or so, about the size of a decent sized city. Think about that for a second, something more massive than the sun the size of a city. You can imagine the Neutron star is immensely dense. So dense, a teaspoon sized Neutron star matter would weigh about 100 million tons! The crust of the Neutron star would also be about 100 billion times stronger than steel.

Why do we call them “neutron stars”? Fist. neutrons are the uncharged, neutral particles in the middle of atoms. But why did we name the star after those tiny, tiny particles? Well, because the star is made up of neutrons.

First, no, the protons and electrons didn’t decide to leave the star, leaving the neutrons to pick up the pieces after being dumped by both its atomic partners. Rather, the star is basically one giant atom made up of nothing but neutrons. As the star collapses, the mass of the star creates so much gravity that the protons and electrons fuse together. Now, what happens when you add one positive and one negative number? That’s right, nothing. We’re left with one neutrally charged particle. A Neutron. Like I said with the quasars, these names are notoriously uncreative.


How Neutron Stars Form

الإعلانات

الإعلانات

Immediately after a star goes supernova, gravity begins to take individual atoms of matter together and compress them. This ignites a chain reaction, where individual electrons are effectively pushed into the protons, converting them into uncharged neutrons. The mechanism appears to break the exclusion principle (the brainchild of Wolfgang Pauli, the same Austrian physicist who hypothesised the existence of the neutrino) that states that electrons can’t be forced into a tighter space than their orbits.

During the star’s demise, the core – now composed of iron nuclei – collapses in about one tenth of a second. The gravity is so strong during the collapse that the electrons are converted into something else – neutrons – to fulfill the exclusion principle. This is what prevents the star from becoming a singularity (or a black hole).

As an aside, the key difference between the formation of a white dwarf (also a very dense remnant that is formed from the death of a sunlike star) and neutron stars is that the atoms do remain intact, but have been pulled بشكل لا يصدق close together.

But the neutron star’s formation has consequences it produces a powerful blast of high-energy gamma radiation that can shatter all the nucleons. This, in essence, is the result of millions of years worth of fusion that happens in only a split second! The final product has a density equal to 100 trillion times that of water – yes you heard right: One hundred trillion.

الإعلانات

الإعلانات


Interactive Lab

The overall reactions that occur for carbon burning occur so rapidly and with so much energy that the star blows apart in an explosion called a سوبرنوفا . The outer layers of the star blast into space, and the core is crushed to immense densities. Carbon burning occurs when the helium in the core is gone. The core needs to maintain temperature to keep the gas pressure up otherwise the star cannot resist gravity.

When carbon burning does occur, iron is formed. Iron is the most stable of all nuclei, and ends the nuclear fusion process within a star . When these heavier elements form in the core, they take away energy rather than release it. With the decrease in fuel for fusion, the temperature decreases and the rate of collapse increases. Just before the star totally collapses, there is a sudden increase in temperature, density, and pressure. The pressure and energy compact the core further, squeezing it like Charmin. The compact core becomes a rapidly whirling ball of neutrons, and that s why now this star is termed a neutron star .

The largest mass stars may become black holes

The highest mass star has a core that shrinks to a point. On the way to total collapse it may momentarily create a neutron star and the resulting supernova rebound explosion. Gravity finally wins. Nothing holds it up. Space so warped around the object that it effectively leaves our space black hole!