Sterrekunde

Swaartekrag in 'n ster?

Swaartekrag in 'n ster?


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.

Onlangs het ek hierdie vraag beantwoord en moet ek 'n bietjie duideliker maak oor die swaartekrag binne die straal van 'n ster. Ek het gedink dat, wanneer iets binne-in 'n ster is (die weerstand negeer), dit minder swaartekrag sal ervaar, want as dit dieper binne gaan, is meer en meer massa buite (in die opwaartse rigting) die afstand wat dit oorbly voordat dit die middelpunt bereik. Is dit waar, en is daar 'n formule wat sekere parameters benodig om dit te bereken?


As u 'n radiaal-simmetriese massaverdeling oorweeg, is die swaartekrag wat op 'n afstand ondervind word $ R $ vanaf die middel word veroorsaak deur die massa binne die sfeer met 'n radius $ R $, dus die massa $$ M (R) = int_0 ^ R varrho (r) 4 pi r ^ 2 dr $$ In 'n radiaal-simmetriese geval kan 'n mens aantoon dat die bydrae van alle massas buite $ R $ kanselleer mekaar.

Dus die ervare gravitasieversnelling in radius $ R $ is $$ g (R) = frac {G} {R ^ 2} int_0 ^ R varrho (r) 4 pi r ^ 2 dr $$

Die interessante gedeelte hier is om die variasie van radiale digtheid te ken $ varrho (r) $ in jou liggaam, dus die son in hierdie geval. Dit hang af van die vergelyking van die toestand - wat op sy beurt een van die minste bekende vergelykings is. Afleiding wat ingewikkelde modellering van die son vereis. Daar is ten minste twee mooi antwoorde wat die radiale digtheidsvariasie gee. Daar is 'n skakel in die eerste antwoord na data vir die standaard sonmodel vir radius, digtheid, ingeslote massa, ens.

REDIGER om 'n manier toe te pas om die digtheidsprofiel aan te spreek:

'N Mens kan probeer om die digtheid onder die knie te kry deur 'n polytropiese model vir die ster aan te neem, sodat die verband tussen druk $ p $ en digtheid $ varrho $ lees soos $$ p = K varrho ^ frac {n + 1} {n} $$

Met 'n konstante $ k $ en die polytrop-indeks $ n $. Dit is die resultaat van die oplossings van die Lane-Emden-vergelyking $$ frac {1} { xi ^ 2} frac { mathrm {d}} { mathrm {d} xi} left ( xi ^ 2 frac { mathrm {d} theta} { mathrm {d} xi} right) + theta ^ n = 0 $$wat 'n dimensielose vorm van die Poisson-vergelyking is vir 'n radiaal-simmetriese selfgraviterende polytropiese vloeistof, dus waar digtheid 'n funksie van die vorm volg $ varrho = varrho_c theta ^ n $ met 'n sentrale digtheid $ varrho_c $. Hierdie vergelyking kan presies opgelos word vir polytrop-indeks 0 (isobariese polytrope), 1 (isotermiese polytrope) en 5 (beperkte gebruik omdat dit oneindige sterradius tot gevolg het) en kan analities aangespreek word via konvergente reekse en kan ook numeries vir 'n wye oplossing opgelos word. reeks gevalle.

Tog glo 'n hoofreeks ster $ n = 3 $ vir die bestralingsone. Volledig konvektiewe sterre volg meer 'n adiabatiese gradiënt met n = 5/3 wat die verhouding is van die hittevermoë by konstante druk en hittevermoë by konstante volume vir 'n ideale mono-atoomgas. U moet die euqasie egter numeries vir hierdie gevalle integreer.

(Reinhard Meinel hou uitstekende lesings oor relativistiese astrofisika - en ek gebruik my aantekeninge van destyds steeds as verwysing - maar ek is ongelukkig nie bewus van enige gepubliseerde vorm van die aantekeninge oor hierdie spesifieke onderwerp nie ... miskien dit)


Ja. In soverre dit moontlik kan wees (miskien in die styl van die roman "The Mote in God's Eye"), en die veronderstelling van 'n ster met 'n sferies-simmetriese massaverdeling:

Swaartekrag in 'n ster tree op asof al die dinge in die dop van materie verder van die ster se middelpunt af is as wat jy glad nie daar was nie. U voel slegs aangetrokke tot die dinge 'onder u' (die binnekant van die massa nader aan die ster se middelpunt as u skip). Hierdie resultaat word gewoonlik via Gaussiese oppervlaktes bewys.

Om 'n geestelike prentjie te skets: op 'n geïdealiseerde Aarde voel jy presies nul swaartekrag van die atmosfeer oral op die planeet, en al die swaartekrag kom van die grond af onder jou voete.

Die formule is dus dieselfde Newton se swaartekragformule, en u hoef slegs die massadigtheidsfunksie van die ster te ken (wat noodwendig van die sferiese simmetrie-aanname slegs moet afhang van die afstand tot die ster se middelpunt). U integreer die digtheidsfunksie van 0 tot die afstand van u skip vanaf die ster se middelpunt, sodat u weet wat $ M_1 $ om in Newton se swaartekragvergelyking in te skakel.

Let op dat die sferiese simmetrie noodsaaklik is vir hierdie resultaat. As die massadigtheid van die ster nie sferies simmetries is nie, geld die argument van die Gaussiese oppervlak nie en sal u die swaartekragvergelyking vir die hele ster (onder en bo u) moet integreer om uit te vind.

(Ons neem natuurlik ook aan dat die ster nie so dig en naby is dat Algemene Relatiwiteit belangrik word nie)


Net vir die plesier sal ek die gegewens in @ planetmaker se antwoord teken en die vergelyking daar gebruik om die swaartekrag te teken.

Ons sal Newton se dopstelling op hul vergelyking toepas:

$$ g (R) = frac {G} {R ^ 2} int_0 ^ R varrho (r) 4 pi r ^ 2 dr = frac {Gm (R)} {R ^ 2} $$

waar $ m (R) $ is die massa wat deur 'n straalsfeer omsluit word $ R $.

Ek het met behulp van hierdie skrif beplan.

Dit word uitgedruk31.1 standaard Aarde swaartekrag op oppervlakwat naby Wikipedia se 28 aarde-swaartekrag is. Ek het nie interpolasie of numeriese integrasie of selfs die reël van Simpson gebruik nie, dus 'n fout van 10% is nie verbasend nie.

invoer gevoelloos as np invoer matplotlib.pyplot as plt G = 6.67430E-11 # m ^ 3 / kg / s ^ 2 data = [[float (x) vir x in lyn.split () [: 2]] vir lyn in tabel.splitlines ()] m, r = np.array (data) .T r_solar, m_solar = 696342000., 1.9885E + 30 # meter, kilogram r_real, m_real = r * r_solar, m * m_solar g = G * m_real [ 1:] / r_real [1:] ** 2 druk (g [-1] /9.815, 'standaard Aarde swaartekrag op oppervlak') plt.figure () plt.subplot (2, 1, 1) plt.plot (r , m) plt.xlabel ('r / r_solar') plt.ylabel ('ingeslote massa / m_solar') plt.subplot (2, 1, 2) plt.plot (r_real [1:] / 1000., g) plt .xlabel ('R (km)') plt.ylabel ('g (R) (m / s ^ 2)') plt.show ()

gebruik die gekopieerde teks van die tabel hiervandaan astafel.


Vir 'n massa-atoom $ m $ in die son in 'n konstante radius te wees $ R $, die sentrifugale krag as gevolg van enige nie-radiale termiese snelheidskomponent $ v $ moet gelyk wees aan die swaartekrag, d.w.s.

$$ m frac {v ^ 2} {R} = frac {Gm} {R ^ 2} int_0 ^ R varrho (r) 4 pi r ^ 2 dr $$

Gestel 'n isotermiese gas ($ v = konst. $), dit vereis natuurlik 'n radiale digtheidsverdeling $$ varrho (r) propto frac {1} {r ^ 2} $$

Dit is die veronderstelling dat 'n botsinglose gasbal (ongestoorde bane van die atome) en dus nie 'n besonder realistiese model vir 'n ster kan wees nie, maar dit is interessant dat dit tot dieselfde radiale digtheidsverdeling lei $ 1 / r ^ 2 $as die toestand van hidrostatiese druk ewewig vir 'n isotermiese ideale gassfeer

$$ frac {1} { varrho (R)} frac {dP (R)} {dR} = frac {kT} { varrho (R)} frac {d varrho (R)} {dR } = frac {Gm} {R ^ 2} int_0 ^ R varrho (r) 4 pi r ^ 2 dr $$

Die swaartekrag in hierdie geval is $ propto 1 / R $.

Enige temperatuurafhanklikheid van $ R $ sou natuurlik die resultaat verander.


Swaartekrag in 'n ster? - Sterrekunde

As swaartekrag gedefinieer kan word as die kromming van die ruimte eerder as 'n aantrekkingskrag, waarom skiet 'n koeël nie uit 'n geweer nie, sê loodreg op die aardkors, en 'n bal wat deur my op dieselfde baan gegooi word (maar natuurlik baie stadiger spoed) dieselfde kurwe volg? As swaartekrag eintlik geboë ruimte is en as vallende voorwerpe bloot die natuurlike kurwes van die ruimte volg, waarom het elke voorwerp dan sy eie kurwe?

Dit is 'n wonderlike vraag wat die kern van die rede is waarom Einstein gesê het dat swaartekrag die kromming van is ruimtetyd, eerder as net die kromming van die ruimte.

Beskou die onderstaande diagram wat die situasie toon wat u in u vraag beskryf. Die bal en die koeël begin albei op dieselfde pad in die ruimte (dit wil sê hulle begin albei horisontaal van die persoon se kop af beweeg). Soos ons weet, verskil hul paaie egter vinnig - die koeël sal baie verder beweeg voordat dit op die grond slaan as wat die bal doen.

Dit lyk aanvanklik miskien nie vreemd nie, maar onder Einstein se konsepsie van swaartekrag is dit 'n groot probleem! Einstein se idee (verder bespreek op ons relatiwiteitsbladsy) was dat daar nie iets soos 'n "swaartekrag" is wat dinge na die aarde toe trek nie; die geboë paaie wat val op voorwerpe blyk te wees, is 'n illusie wat veroorsaak word deur ons onvermoë om sien die onderliggende kromming van die ruimte waarin ons leef. Die voorwerpe self beweeg net in reguit lyne.

As dit egter waar is, moet die bal en die koeël wat op dieselfde pad begin, logies op dieselfde pad voortgaan. Immers, as u dink dat u op 'n geboë oppervlak soos die aarde loop, as u in 'n reguit lyn na die ooste begin loop en u vriend vanaf dieselfde plek begin hardloop in 'n reguit lyn na die ooste, sal julle albei presies dieselfde pad volg! Dit maak nie saak hoe vinnig u gaan nie, u sal albei (uiteindelik) dieselfde plek bereik. Waarom beland die bal en die koeël ook nie op dieselfde plek nie?

Die enigste manier om hierdie probleem in Einstein se teorie te omseil, is om te sê dat dit nie net 'ruimte' is wat geboë is nie, maar 'ruimte-tyd'. Om dit te verstaan, is dit handig om na die onderstaande illustrasie te kyk. Hierdie illustrasie toon dieselfde bal en koeël as hierbo, maar nou word dit op 'n diagram van ruimte EN tyd saam ("ruimte-tyd") geteken.

Die horisontale as is dieselfde as wat dit was voordat dit afstand in die linker- en regter rigting voorstel. Die vertikale as verteenwoordig egter nie meer die afstand in die op- en afwaartse rigting soos vroeër nie, maar die vertikale as stel tyd voor, of spesifiek hoeveel tyd daar verloop het sedert die bal en koeël vrygelaat is. Terwyl die eerste diagram 'n prentjie was van iets wat u met u oë kon voorstel (en daarom het ek 'n persoon op die foto ingesluit), is die tweede diagram iets wat u net in u kop kan voorstel. Wat die diagram egter vir ons sê, is dat die koeël op enige tydstip deur meer ruimte beweeg het as wat die bal het, wat sinvol is omdat die koeël vinniger beweeg.

Die bostaande diagramme toon dat, alhoewel die bal en die koeël in dieselfde rigting in die ruimte begin, hulle eintlik begin anders aanwysings in ruimtetyd. As ons dus saamstem dat ruimte-tyd, en nie ruimte nie, die regte arena is om die vraag te oorweeg, dan kan ons verstaan ​​waarom die bal en die koeël nie op dieselfde plek aan die einde van hul reis beland nie. Net soos dit nie verbasend is dat as u oos begin loop en u vriend noordoos begin loop nie, u op verskillende plekke sal beland, is dit ook nie verbasend dat die bal en die koeël op verskillende plekke beland nie, aangesien dit begin het in verskillende rigtings!

Laat ons verder kyk wat gebeur as twee voorwerpe langs die begin dieselfde pad in ruimte-tyd. U moet uself kan oortuig dat die enigste manier waarop dit kan gebeur, is as die twee voorwerpe in dieselfde rigting begin en teen dieselfde spoed. Ons kan byvoorbeeld twee verskillende koeëls uit dieselfde geweer afvuur, met elke koeël van 'n ander materiaal. Of ons kan 'n koeël en 'n kanonskogel van dieselfde punt in die ruimte afvuur, met elkeen dieselfde snelheid. As daar geen ander kragte soos lugweerstand inwerk op die voorwerpe wat afgevuur word nie, sal dit in hierdie gevalle presies dieselfde paaie volg en presies dieselfde tyd en die grond tref. Dit stem heeltemal ooreen met Einstein se teorie - die weg wat 'n voorwerp deur die ruimtetyd neem, hang nie af van die massa van die voorwerp nie, of van die materiaal waarvan dit gemaak is, hang slegs af van die aanvanklike rigting waarin die voorwerp begin .

In 'n sekere sin is die teorie van Einstein ons dus dat ons regtig ruimte-tyd eerder as ruimte moet beskou as die fundamentele 'speelveld' waarop die gebeure in die heelal plaasvind. Dit is 'n diepgaande besef om hierdie feit te verstaan ​​- al die voorwerpe rondom ons bestaan ​​eintlik in 'n "ruimtetyd" wat baie meer kompleks is as die eenvoudige ruimte waarin ons dit waarneem.

Hierdie bladsy is laas op 1 Februarie 2019 hersien.

Oor die skrywer

Dave Rothstein

Dave is 'n voormalige nagraadse student en na-doktorale navorser aan Cornell, wat infrarooi- en X-straal-waarnemings en teoretiese rekenaarmodelle gebruik het om swart gate in ons sterrestelsel te bestudeer. Hy het ook die grootste deel van die ontwikkeling vir die voormalige weergawe van die webwerf gedoen.


PlanetarySeminar: Binne Jupiter: wat Juno swaartekrag klank het ons geleer oor die gasreus & # 8217s binneland tydens die eerste missie.

Op Woensdag 30 Junie om 16:00 bied dr Marzia Parisi van die NASA se Jet Propulsion Laboratory 'n seminaar aan met die titel: & # 8220Inside Jupiter: wat Juno se swaartekraggeluide ons geleer het oor die gasreus en die binneland tydens die eerste sending. # 8221 Die seminaar is via Teams beskikbaar.

Opsomming: & # 8220Die Juno-ruimtetuig het onlangs sy eerste missie in die Joviaanse stelsel voltooi, ná byna vyf jaar om Jupiter. Die 33 naaste benaderings tot die planeet (of perijoves) het elke 53 dae op so hoog as 4 000 hoogtes voorgekom. Sedert die invoer van die baan op 4 Julie 2016, het die uitgebreide Juno-waarnemings uitstekende ontdekkings gelewer rakende die magnetosfeer, atmosfeer en binnestruktuur van Jupiter. Die swaartekrag van die planeet word spesifiek uitgevoer deur die Doppler-verskuiwing op die Juno-radiofrekwensie-draers in die X- en Ka-band te meet. Op hul beurt word dit omgeskakel in metings van die swaartekragmomente, wat gebruik word om die atmosferiese dinamika en diepe digtheidsverdeling binne die planeet te ondersoek. Hierdie seminaar sal verslag doen oor die huidige status van die gravitasieramings, en 'n oorsig gee van wat ons tot dusver geleer het oor die dieper lae van Jupiter deur na die planeet se swaartekragveld te kyk. & # 8221


& # x27Swart neutronster & # x27 ontdekking verander die sterrekunde

Dit is massiewer as ineengestorte sterre, bekend as & quotneutron sterre & quot, maar het minder massa as swart gate.

Sulke & quotblack neutronsterre & quot is nie moontlik gedink nie en sal idees beteken oor hoe neutronsterre en swart gate gevorm moet word.

Die ontdekking is gedoen deur 'n internasionale span wat gravitasiegolfdetektore in die VSA en Italië gebruik.

Charlie Hoy, 'n PhD-student van die Cardiff Universiteit, Verenigde Koninkryk, wat by die studie betrokke was, het gesê dat die nuwe ontdekking ons begrip sal verander.

& quot; Ons kan nie alle moontlikhede uitsluit nie, "het hy aan BBC News gesê. & quot Ons weet nie wat dit is nie en daarom is dit so opwindend omdat dit ons veld regtig verander. & quot

Mr Hoy is deel van 'n internasionale span wat werk vir die Ligo-Virgo Scientific Collaboration.

Die internasionale groep, wat sterk betrokke is by die Verenigde Koninkryk, gerugsteun deur die Wetenskap- en Tegnologiese Fasiliteitsraad, het 'n paar kilometer lank laseropspoorders wat in staat is om geringe rimpels in die tyd op te spoor wat veroorsaak word deur die botsing van massiewe voorwerpe in die heelal.

Die versamelde data kan gebruik word om die massa van die betrokke voorwerpe te bepaal.

Verlede Augustus het die instrumente die botsing van 'n swart gat van 23 keer die massa van ons son met 'n voorwerp van 2,6 sonmassas opgespoor.

Dit maak die ligter voorwerp massiewer as die swaarste soort dooie ster, of neutronster, wat vroeër waargeneem is - van net meer as twee sonmassas. Maar dit was ook ligter as die ligste swart gat wat voorheen waargeneem is - van ongeveer vyf sonmassas.

Sterrekundiges het sulke voorwerpe gesoek in wat hulle die & quotmass gaping & quot noem.

Die navorsingspan skryf in die tydskrif The Astrophysical Journal Letters en glo dat die voorwerp heel waarskynlik 'n ligte swart gat van al die moontlikhede is, maar dit sluit geen ander moontlikhede uit nie.

  • Gravitasiegolwe is 'n voorspelling van die teorie van algemene relatiwiteit
  • Dit het dekades geneem om die tegnologie te ontwikkel om dit direk op te spoor
  • Dit is rimpels in die weefsel van ruimtetyd wat deur gewelddadige gebeure gegenereer word
  • Versnelde massas sal golwe voortbring wat teen die snelheid van die lig voortplant
  • Bespeurbare bronne sluit in die samevoeging van swart gate en neutronsterre
  • Ligo / Maagd vuur lasers in lang, L-vormige tonnels, die golwe versteur die lig
  • Die opsporing van die golwe maak die heelal oop vir heeltemal nuwe ondersoeke

Nadat die groot swart gat gebots het, bestaan ​​die voorwerp nie meer nie. Daar moet egter verdere geleenthede wees om meer te wete te kom oor hierdie massa-gapingsvoorwerpe uit toekomstige botsings, volgens prof Stephen Fairhurst, ook by Cardiff.

& quot Dit is vir ons 'n uitdaging om vas te stel wat dit is, "het hy aan BBC News gesê. & quotIs dit die ligste swart gat ooit, of is dit die swaarste neutronster ooit? & quot

As dit 'n ligte swart gat is, is daar geen gevestigde teorie oor hoe so 'n voorwerp kan ontwikkel nie. Maar prof Fairhurst & # x27s kollega, prof Fabio Antonioni, het voorgestel dat 'n sonnestelsel met drie sterre kan lei tot die vorming van ligte swart gate. Sy idees kry groter aandag na die nuwe ontdekking.

As hierdie nuwe klas objek egter 'n swaar neutronster is, moet dit volgens prof Bernard Schutz van die Max Planck Instituut vir Gravitasie-fisika in Potsdam, Duitsland, ook teorieë oor hoe hulle vorm hersien.

& quot Ons weet nie baie oor die kernfisika van neutronsterre nie. Dus, mense wat na eksotiese vergelykings kyk wat verklaar wat binne-in hulle aangaan, dink miskien: dit is miskien 'n bewys dat ons baie swaarder neutronsterre kan kry & # x27. & Quot

Daar word vermoed dat beide swart gate en neutronsterre vorm as sterre se brandstof opraak en sterf. As dit 'n baie groot ster is, stort dit inmekaar om 'n swart gat te vorm, 'n voorwerp met so 'n sterk gravitasiekrag dat nie eers lig uit sy greep kan kom nie.

As die beginster onder 'n bepaalde massa is, is dit een opsie dat dit ineenstort in 'n digte bal wat geheel en al bestaan ​​uit deeltjies wat neutrone genoem word, wat in die hart van atome voorkom.

Die materiaal waaruit neutronsterre bestaan, is so dig verpak dat een teelepelvol 10 miljoen ton sou weeg.

'N Neutronster het ook 'n kragtige swaartekrag wat dit saamtrek, maar 'n krag tussen die neutrone, wat veroorsaak word deur 'n kwantummeganiese effek, bekend as degeneratiedruk, stoot die deeltjies uitmekaar, wat die gravitasiekrag teenwerk.

Huidige teorieë dui daarop dat die gravitasiekrag die degeneratiedruk sou oorkom as die neutronster baie groter as twee sonmassas was - en in 'n swart gat sou laat ineenstort.

Volgens prof Nils Andersson van die Southampton Universiteit, as die misterie-voorwerp 'n swaar neutronster is, sal die teoretici moet herbesin oor wat in hierdie voorwerpe aangaan.

& quotKernfisika is nie 'n presiese wetenskap waar ons alles weet nie, & quot; het hy gesê.

& quotOns weet nie hoe kernkragte werk onder die uiterste toestande wat u binne 'n neutronster benodig nie. Dus, elke huidige teorie wat ons tans het oor wat binne-in een aangaan, het 'n mate van onsekerheid. & Quot

Prof Sheila Rowan, direkteur van die University of Glasgow & # x27s Institute for Gravitational Research (IGR), het gesê die ontdekking daag huidige teoretiese modelle uit.

& quot Meer kosmiese waarnemings en navorsing moet onderneem word om vas te stel of hierdie nuwe voorwerp inderdaad iets is wat nog nooit vantevore waargeneem is nie, en of dit dalk die ligste swart gat is wat ooit bespeur is. & quot


Swaartekrag in 'n ster? - Sterrekunde

Einstein het sy spesiale relatiwiteitsteorie uitgebrei om gravitasie en nie-eenvormige beweging in te sluit. Einstein was geïntrigeerd deur die feit dat die twee maniere om massa te meet dieselfde waarde het. In Newton se tweede bewegingswet word die massa van 'n voorwerp gemeet deur te sien hoeveel dit weerstaan ​​teen 'n verandering in beweging (sy traagheid). In die swaartekragwet van Newton word die massa van 'n voorwerp bepaal deur te meet hoeveel swaartekrag dit voel. Die feit dat die twee massas dieselfde is, is waarom Galileo gevind het dat alle dinge met dieselfde versnelling sal val.

'N Deel van Einstein se genialiteit was sy vermoë om gewone dinge vanuit 'n heel nuwe perspektief te bekyk en logies deur te volg op die gevolge van die insigte wat hy uit sy nuwe perspektief gekry het. Hy stel 'n eksperiment voor wat twee hysbakke insluit: een op die aarde op die aarde en 'n ander, ver in die ruimte weg van enige planeet, maan of ster, en versnel opwaarts met 'n versnelling gelyk aan die van een Aarde se swaartekrag (9,8 meter / tweede 2). (Moderne lesers kan 'n vuurpyl vervang met Einstein se hysbak.) As 'n bal in die hysbak in rus op die aarde val, sal dit na die vloer versnel met 'n versnelling van 9,8 meter / sekonde 2. 'N Bal wat in die opwaartse versnelhyser ver in die ruimte vrygelaat word, sal ook 9,8 meter / sekonde 2 na die vloer versnel. Die twee hysbakeksperimente kry dieselfde resultaat!

Einstein het dit gebruik om die ekwivalensie beginsel dit sou die grondslag van die algemene relatiwiteit wees. Daar word verklaar dat "daar geen eksperiment is wat iemand kan doen in 'n klein hoeveelheid ruimte wat kan onderskei tussen 'n swaartekragveld en 'n gelykwaardige eenvormige versnelling nie". Die gevolg hiervan is dat as 'n hysbak weens swaartekrag vryelik na die grond val, 'n insittende binne gewigloos sal voel, asof die hysbak ver van enige planeet, maan of ster af was. Geen eksperiment sal u help om te onderskei tussen gewigloos ver in die ruimte en vryval in 'n swaartekragveld nie.

Veronderstel nou dat iemand "in rus" buite u hysbak in die ruimte 'n flitslig horisontaal skyn oor die hysbak wat u in die rigting van die verste muur van die hysbak gebruik. As u hysbak rus, sal u die ligstraal in 'n reguit horisontale lyn sien beweeg. As u hysbak met 'n konstante snelheid opwaarts beweeg in verhouding tot die persoon buite, sien u die ligstraal in 'n reguitlyn skuins na onder beweeg. Die persoon buite sien steeds die balk in 'n horisontale rigting beweeg. As die hysbak is versnel opwaarts, dan sal die balk volg a gebuig pad afwaarts relatief tot u. Maar as die ligstraal in die versnelde hysbak krom, sê die ekwivalensiebeginsel dat die ligstraal ook 'n geboë pad in 'n swaartekragveld moet volg.

Lig beweeg langs die kortste pad tussen twee punte in ruimtetyd (a geodetika). As die geodetika geboë is, is die pad van die lig geboë. Einstein voorgestel in sy Algemene Relatiwiteit teorie dat wat swaartekrag genoem word, regtig die gevolg is van geboë ruimtetyd.

Die aarde wentel nie om die son nie, want die son trek daaraan. Die aarde volg eenvoudig die kortste pad in vier-dimensionele ruimtetyd.

As u ooit 'n lang vlug onderneem het, weet u waarskynlik al dat die kortste afstand tussen twee stede nie 'n reguit lyn is nie. Ononderbroke vlugte van die Verenigde State na Europa vlieg oor dele van Groenland. Op 'n plat kaart lyk die vliegtuig se vliegpad geboë, maar op 'n aardbol is die pad die kortste! Lig beweeg langs a geodesiek pad tussen twee punte in ruimtetyd. Die kortste afstand is ver van enige bron van swaartekrag, 'n reguit lyn in die driedimensionele ruimte. Die kortste afstand is naby 'n massiewe voorwerp in 'n driedimensionele ruimte. Stephen Hawking gee die goeie analogie dat wat ons sien, is soos die geboë beweging van 'n skaduwee op die grond vanaf 'n vliegtuig wat in 'n reguit lyn oor heuwelagtige terrein vlieg.

Einstein se teorie van algemene relatiwiteit is 'n voortsetting of uitbreiding van die swaartekragwet van Newton. Einstein se teorie is nie perfek nie (geen wetenskaplike teorie is absoluut perfek nie), maar dit gee 'n beter begrip van die heelal. In swak swaartekragtoestande sal hulle in wese dieselfde resultate of voorspellings gee. Newton se swaartekragwet veronderstel dat die meetkunde van ruimtetyd plat is, terwyl Einstein se algemene relatiwiteit enige meetkunde op ruimtetyd laat toepas. In swak swaartekragtoestande is die kromming van die ruimtetyd so klein dat die swaartekragwet van Newton net goed werk. Aangesien die wiskunde van Newton se bewegings- en swaartekragwette eenvoudiger is as vir Einstein se relatiwiteitsteorieë, gebruik wetenskaplikes die wet van Newton se swaartekrag om interaksies tussen stadig bewegende voorwerpe in enige swak swaartekragveld te verstaan. Soos aan die begin van die hoofstuk genoem, gebruik wetenskaplikes Newton se wette van beweging en swaartekrag om ruimtetuie in ons sonnestelsel baie akkuraat te lei. By baie sterk gravitasievelde word die swaartekragbeskrywing van Newton onvoldoende. Einstein se teorie van algemene relatiwiteit moet gebruik word om die gravitasie-effekte te beskryf.


Evolusie van sterre

Die lewensiklusse van sterre volg patrone wat meestal gebaseer is op hul aanvanklike massa. Dit sluit sterre in die middelmassa soos die son in, met die helfte tot agt keer die massa van die son, sterre met groot massa wat meer as agt sonmassas is, en sterre met 'n lae massa 'n tiende tot 'n halwe sonmassa. Hoe groter die massa van 'n ster, hoe korter is die lewensduur daarvan. Voorwerpe kleiner as 'n tiende van 'n sonmassa het nie genoeg swaartekrag om kernfusie aan te steek nie - sommige kan mislukte sterre word, bekend as bruin dwerge.

'N Ster met tussenmassa begin met 'n wolk wat ongeveer 100 000 jaar neem om in 'n protostar met 'n oppervlaktemperatuur van ongeveer 6 750 F (3,725 C) ineen te stort. Nadat waterstoffusie begin het, is die resultaat 'n T-Tauri-ster, 'n veranderlike ster wat in helderheid wissel. Hierdie ster bly ongeveer tien miljoen jaar lank in duie stort totdat sy uitbreiding as gevolg van energie wat deur kernfusie gegenereer word, gebalanseer word deur sy inkrimping van swaartekrag, waarna dit 'n hoofreeksster word wat al sy energie uit waterstoffusie in sy kern kry.

Hoe groter die massa van so 'n ster is, hoe vinniger sal hy sy waterstofbrandstof gebruik en hoe korter bly dit in die hoofreeks. Nadat al die waterstof in die kern in helium versmelt is, verander die ster vinnig - sonder dat kernstraling dit kan weerstaan, druk die swaartekrag die materie dadelik in die kern van die ster en verwarm die ster vinnig. Dit veroorsaak dat die buitenste lae van die ster geweldig uitbrei en terwyl hulle dit rooi afkoel, wat die ster 'n rooi reus maak. Helium begin saamsmelt in die kern, en sodra die helium weg is, trek die kern saam en word dit warmer, en brei die ster weer uit, maar maak dit blouer en helderder as voorheen, en blaas sy buitenste lae weg. Nadat die uitbreidende skulpe van gas verdof, is die oorblywende kern oor, 'n wit dwerg wat meestal uit koolstof en suurstof bestaan ​​met 'n aanvanklike temperatuur van ongeveer 100.000 grade C. Aangesien wit dwerge geen brandstof meer het vir samesmelting nie, word hulle oor miljarde jare koeler en koeler om swart dwerge te flou te word om op te spoor. (Ons son moet die hoofreeks oor ongeveer 5 miljard jaar verlaat.)

'N Ster met 'n groot massa vorm en sterf vinnig. Hierdie sterre vorm in slegs 10 000 tot 100 000 jaar vanaf protosterre. Terwyl hulle in die hoofreeks is, is dit warm en blou, ongeveer 1 000 tot 1 miljoen keer so helder as die son en is ongeveer 10 keer wyer. As hulle die hoofreeks verlaat, word hulle 'n helderrooi superreus en word hulle uiteindelik warm genoeg om koolstof in swaarder elemente te smelt. Na ongeveer 10 000 jaar van so 'n samesmelting, is die resultaat 'n ysterkern van ongeveer 6 000 km breed, en aangesien meer samesmelting energie sou verbruik in plaas daarvan om dit te bevry, is die ster gedoem, aangesien sy kernstraling nie meer die swaartekrag.

Wanneer 'n ster 'n massa van meer as 1,4 sonmassas bereik, kan elektronedruk volgens NASA nie die kern ondersteun teen verdere ineenstorting nie. Die resultaat is 'n supernova. Swaartekrag laat die kern ineenstort, wat die kerntemperatuur laat styg tot byna 18 miljard grade F (10 miljard grade C), wat die yster in neutrone en neutrino's afbreek. In ongeveer een sekonde krimp die kern tot ongeveer tien kilometer breed en spring hy terug soos 'n rubberbal wat gedruk is, wat 'n skokgolf deur die ster stuur wat veroorsaak dat samesmelting in die afgeleë lae voorkom. Die ster ontplof dan in 'n sogenaamde Type II-supernova. As die oorblywende sterkerne minder as ongeveer drie sonmassas groot was, word dit 'n neutronster wat feitlik geheel en al uit neutrone bestaan, en roterende neutronsterre wat waarneembare radiopulse uitstraal, staan ​​bekend as pulse. As die sterkern groter was as ongeveer drie sonmassas, kan geen bekende krag dit ondersteun teen sy eie swaartekrag nie, en dit stort inmekaar om 'n swart gat te vorm.

'N Ster met 'n lae massa gebruik waterstofbrandstof so traag dat dit 100 miljard tot 1 triljoen jaar lank as hoofreekssterre kan skyn - aangesien die heelal volgens NASA slegs ongeveer 13,7 miljard jaar oud is, beteken dit dat geen ster met 'n lae massa ooit gesterf het. Sterrekundiges bereken nog steeds dat hierdie sterre, bekend as rooi dwerge, nooit waterstof versmelt nie, wat beteken dat hulle nooit rooi reuse sal word nie. In plaas daarvan moet hulle uiteindelik net afkoel om wit dwerge te word en dan swart dwerge.


Swaartekrag in 'n ster? - Sterrekunde


'N Sterretros wat die Pleiades genoem word.
Bron: NASA.

Sterre is reusebolle van superhotgas wat meestal uit waterstof en helium bestaan. Sterre word so warm deur waterstof in helium te verbrand in 'n proses genaamd kernfusie. Dit is wat hulle so warm en helder maak. Ons Son is 'n ster.

  • Geboorte - Sterre begin in reusagtige stofwolke wat newels genoem word. Swaartekrag dwing die stof om saam te trek. Namate meer en meer stof opeenstort, word swaartekrag sterker en begin dit warm word en word dit 'n protostêr. Sodra die sentrum warm genoeg word, sal kernfusie begin en 'n jong ster gebore word.
  • Hoofreeksster - Sodra dit 'n ster is, sal dit miljarde jare aanhou energie verbrand en gloei. Dit is die toestand van die ster vir die grootste deel van sy lewe en word die "hoofreeks" genoem. Gedurende hierdie tyd word 'n balans bereik tussen swaartekrag wat die ster wil krimp en hitte wat dit wil laat groei. Die ster sal so bly totdat die waterstof op is.
  • Rooi Reus - As die waterstof op is, brei die buitekant van die ster uit en word dit 'n rooi reus.
  • Inval - Uiteindelik sal die ster se kern yster begin maak. Dit sal veroorsaak dat die ster in duie stort. Wat volgende met die ster gebeur, hang af van hoeveel massa dit gehad het (hoe groot dit was). Die gemiddelde ster sal 'n wit dwergster word. Groter sterre sal 'n groot kernontploffing veroorsaak wat 'n supernova genoem word. Na die supernova kan dit 'n swart gat of 'n neutronster word.


Die perdekopnevel.
Sterre vorm van massiewe stofwolke wat newels genoem word.
Skrywer: ESA / Hubble [CC 4.0 creativecommons.org/licenses/by/4.0]

Daar is baie verskillende soorte sterre. Sterre in hul hoofreeks (normale sterre) word volgens hulle kleur gekategoriseer. Die kleinste sterretjies is rooi en gee nie veel gloed nie. Medium grootte sterre is geel, soos die son. Die grootste sterre is blou en is baie helder. Hoe groter die ster in die hoofreeks, hoe warmer en helderder.

Dwerge - Kleiner sterre word dwergsterre genoem. Rooi en geel sterre word gewoonlik dwerge genoem. 'N Bruin dwerg is een wat nooit heeltemal groot genoeg is om kernfusie te laat plaasvind nie. 'N Wit dwerg is die oorblyfsels van die ineenstorting van 'n rooi reuse-ster.

Reuse - Reuse-sterre kan hoofreekssterre wees soos 'n blou reus, of sterre wat soos rooi reuse uitbrei. Some supergiant stars are as big as the entire Solar System!

Neutrons - A neutron star is created from the collapse of a giant star. It's very tiny, but very dense.


Cross Section of a star like the Sun. Source: NASA

What is a neutron star?

Artist’s concept of a neutron star. The star’s tiny size and extreme density give it incredibly powerful gravity at its surface. Thus this image portrays the space around the neutron star as being curved. Image via Raphael.concorde/ Daniel Molybdenum/ NASA/ Wikimedia Commons.

When – at the end of its life – a massive star explodes as a supernova, its core can collapse to end up as a tiny and superdense object with not much more than our sun’s mass. These small, incredibly dense cores of exploded stars are neutron stars. They’re among the most bizarre objects in the universe.

A typical neutron star has about about 1.4 times our sun’s mass, but they range up to about two solar masses. Now consider that our sun has about 100 times Earth’s diameter. In a neutron star, all its large mass – up to about twice as much as our sun’s – is squeezed into a star that’s only about 10 miles (15 km) across, or about the size of an earthly city.

So perhaps you can see that neutron stars are very, very dense! A tablespoon of neutron star material would weigh more than 1 billion U.S. tons (900 billion kg). That’s more than the weight of Mount Everest, Earth’s highest mountain.

Neutron stars are the collapsed cores of massive stars. They pack roughly the mass of our sun into a sphere with the diameter of a city. Here’s a comparison of a neutron star’s typical diameter with the city of Chicago. Graphic via M. Coleman Miller.

Here’s how neutron stars form. Throughout much of their lives, stars maintain a delicate balancing act. Gravity tries to compress the star while the star’s internal pressure exerts an outward push. The outward pressure is caused by nuclear fusion at the star’s core. This fusion “burning” is the process by which stars shine.

In a supernova explosion, gravity suddenly and catastrophically gets the upper hand in the war it has been waging with the star’s internal pressure for millions or billions of years. With its nuclear fuel exhausted and the outward pressure removed, gravity suddenly compresses the star inward. A shock wave travels to the core and rebounds, blowing the star apart. This whole process takes perhaps a couple of seconds.

But gravity’s victory is not yet complete. With most of the star blown into space, the core remains, which may only possess a couple of times the mass of our sun. Gravity continues to compress it, to a point where the atoms become so compacted and so close together that electrons are violently thrust into their parent nuclei, combining with the protons to form neutrons.

Thus the neutron star gets its name from its composition. What gravity has created is a superdense, neutron-rich material – called neutronium – in a city-sized sphere.

What neutron stars are, and are not. If, after the supernova, the core of the star has enough mass, then – according to current understanding – the gravitational collapse will continue. A black hole will form instead of a neutron star. In terms of mass, the dividing line between neutron stars and black holes is the subject of much debate. Astrophysicists refer to a kind of “missing mass,” occurring between about two solar masses (the theoretical maximum mass of a neutron star) and five solar masses (the theoretical minimum mass of a black hole). Some expect that this mass bracket will eventually be found to be populated by ultra-lightweight black holes, but until now none have been found.

The exact internal structure of a neutron star is also the subject of much debate. Current thinking is that the star possesses a thin crust of iron, perhaps a mile or so thick. Under that, the composition is largely neutrons, taking various forms the further down in the neutron star they are.

A neutron star does not generate any light or heat of its own after its formation. Over millions of years its latent heat will gradually cool from an intial 600,000 degrees Kelvin (1 million degrees Fahrenheit), eventually ending its life as the cold, dead remnant of a once-glorious star.

Because neutron stars are so dense, they have intense gravitational and magnetic fields. The gravity of a neutron star is about a thousand billion times stronger than that of the Earth. Thus the surface of a neutron star is exceedingly smooth gravity does not permit anything tall to exist. Neutron stars are thought to have “mountains,” but they are only inches tall.

Artist’s concept of a pulsar. Pulsars are neutron stars that are oriented in a particular way with respect to Earth, so that we see them “pulse” at regular intervals. Image via NRAO.

Pulsars: How we know about neutron stars. Although neutron stars were long predicted in astrophysical theory, it wasn’t until 1967 that the first was discovered, as a pulsar, by Dame Jocelyn Bell Burnell. Since then, hundreds more have been discovered, including the famous pulsar at the heart of the Crab Nebula, a supernova remnant seen to explode by the Chinese in 1054.

On a neutron star, intense magnetic fields focus radio waves into two beams firing into space from its magnetic poles, much like the beam of a lighthouse. If the object is oriented just so with respect to Earth – so that these beams become visible from our earthly viewpoint – we see flashes of radio light at regular and extremely precise intervals. Neutron stars are, in fact, the celestial timekeepers of the cosmos, their accuracy rivalling that of atomic clocks.

Neutron stars rotate extremely rapidly, and we can use the radio beams of a pulsar to measure just how fast. The fastest-rotating neutron star yet discovered rotates an incredible 716 times per second, which is about a quarter of the speed of light.

Irish astronomer Jocelyn Bell Burnell was 24 years old when she noticed the odd radio pulses from space that she and her colleagues at first affectionately labeled LGMs, for “little green men.” Later, they understood that the pulses came from neutron stars. Fast-spinning neutron stars seen by earthly astronomers to emit radio pulses are now called radio pulsars. Image via Wikimedia Commons.

More manifestations of neutron stars in our galaxy. There are estimated to be more than a hundred million neutron stars in our Milky Way galaxy. However, many will be old and cold, and therefore difficult to detect. The unimaginably violent neutron star collisions, one of which was detected in 2017 by the LIGO gravitational wave observatories and designated GW170817, are thought to be where heavy elements like gold and platinum are created, as normal supernovae are not thought to generate the requisite pressures and temperatures.

A neutron star that has an abnormally strong magnetic field is known as a magnetar, able to pull the keys out of your pocket from as far away as the moon. The origin of magnetars is not well understood.

Neutron stars, including magnetars and pulsars, are thought to be responsible for several little-understood phenomena, including the mysterious Fast Radio Bursts (FRBs) and the so-called Soft Gamma Repeaters (SGRs).

Read more about neutron stars:

Sci fi alert! “Dragon’s Egg” by Robert L. Forward (out-of-print) depicts the imaginary inhabitants of the surface of a neutron star. Claudia commented: “They were tiny and dense (of course) and lived at a tremendous speed. It’s been a while, but I remember it as a good read.” Andy added: “Yes, I remember that book! Very entertaining. It’s incredible to think that if the surface of a neutron star slips by as little as a millimeter, it causes a starquake.”

Bottom line: Neutron stars are the collapsed cores of formerly massive stars that have been crushed to an extreme density by supernova explosions. A neutron star isn’t as dense as a black hole, but it’s denser than any other known type of star.


Collapse into a Ball of Neutrons

When nuclear reactions stop, the core of a massive star is supported by degenerate electrons, just as a white dwarf is. For stars that begin their evolution with masses of at least 10 MSon, this core is likely made mainly of iron. (For stars with initial masses in the range 8 to 10 MSon, the core is likely made of oxygen, neon, and magnesium, because the star never gets hot enough to form elements as heavy as iron. The exact composition of the cores of stars in this mass range is very difficult to determine because of the complex physical characteristics in the cores, particularly at the very high densities and temperatures involved.) We will focus on the more massive iron cores in our discussion.

While no energy is being generated within the white dwarf core of the star, fusion still occurs in the shells that surround the core. As the shells finish their fusion reactions and stop producing energy, the ashes of the last reaction fall onto the white dwarf core, increasing its mass. As The Death of Low-Mass Stars shows, a higher mass means a smaller core. The core can contract because even a degenerate gas is still mostly empty space. Electrons and atomic nuclei are, after all, extremely small. The electrons and nuclei in a stellar core may be crowded compared to the air in your room, but there is still lots of space between them.

The electrons at first resist being crowded closer together, and so the core shrinks only a small amount. Ultimately, however, the iron core reaches a mass so large that even degenerate electrons can no longer support it. When the density reaches 4 × 10 11 g/cm 3 (400 billion times the density of water), some electrons are actually squeezed into the atomic nuclei, where they combine with protons to form neutrons and neutrinos. This transformation is not something that is familiar from everyday life, but becomes very important as such a massive star core collapses.

Some of the electrons are now gone, so the core can no longer resist the crushing mass of the star’s overlying layers. The core begins to shrink rapidly. More and more electrons are now pushed into the atomic nuclei, which ultimately become so saturated with neutrons that they cannot hold onto them.

At this point, the neutrons are squeezed out of the nuclei and can exert a new force. As is true for electrons, it turns out that the neutrons strongly resist being in the same place and moving in the same way. The force that can be exerted by such degenerate neutrons is much greater than that produced by degenerate electrons, so unless the core is too massive, they can ultimately stop the collapse.

This means the collapsing core can reach a stable state as a crushed ball made mainly of neutrons, which astronomers call a neutron star. We don’t have an exact number (a “Chandrasekhar limit”) for the maximum mass of a neutron star, but calculations tell us that the upper mass limit of a body made of neutrons might only be about 3 MSon. So if the mass of the core were greater than this, then even neutron degeneracy would not be able to stop the core from collapsing further. The dying star must end up as something even more extremely compressed, which until recently was believed to be only one possible type of object—the state of ultimate compaction known as a swart gat (which is the subject of our next chapter). This is because no force was believed to exist that could stop a collapse beyond the neutron star stage.


ɺ new way to study our universe': what gravitational waves mean for future science

The 2017 physics Nobel prize was awarded for the detection of gravitational waves. But what else could be revealed now that this discovery has been made?

A dying star. By studying gravitational waves, scientists hope to learn for the first time what happens inside a collapsing star Photograph: AP

A dying star. By studying gravitational waves, scientists hope to learn for the first time what happens inside a collapsing star Photograph: AP

Last modified on Wed 14 Feb 2018 21.33 GMT

You wait 100 years for a gravitational wave and then four come along at once. Or so it must seem to those who spent decades designing and building the exquisite instruments needed to sense the minuscule ripples in spacetime that Albert Einstein foresaw in his 1915 theory of general relativity.

The first gravitational wave bagged by physicists reached Earth on 14 September 2015 and sent a quiver through the US-based Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (Ligo). The second hit three months later, on Boxing Day, followed by a third in January this year. When the fourth wave arrived in August, both Ligo and a second observatory in Italy, named Virgo, recorded the moment.

What is a gravitational wave?

Einstein’s general theory of relativity predicts that the presence of mass causes a curvature in spacetime. When massive objects merge, this curvature can be altered, sending ripples out across the universe. These are known as gravitational waves.By the time these disturbances reach us, they are almost imperceptible. It was only a century after Einstein's prediction that scientists developed a detector sensitive enough - the Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory or Ligo - and were able to confirm the existence of gravitational waves.

Each of the gravitational waves had been set in motion by violent collisions between black holes more than a billion years ago. But while detecting the waves was feat enough to land the Nobel prize in physics for Rainer Weiss, Barry Barish and Kip Thorne, what excites astronomers now is what they stand to learn about the universe.

“This is a story in two parts,” said Sheila Rowan, director of the Institute for Gravitational Research at the University of Glasgow. “The first part was the quest to make these instruments sensitive enough to make the first detection, but that’s the end of one story and the start of another. We are really on the threshold of a whole new way to study our universe and that’s hugely exciting.”

Until now, astronomers have mapped the heavens almost exclusively with telescopes that gather light and other forms of electromagnetic radiation. Optical telescopes, such as Hubble, have allowed scientists to gaze deep into the history of the universe, but these observations hit a hard limit at about 400,000 years after the big bang: back then, the universe was opaque to light.

Gravitational waves are not so easily blocked. Although they are weak, they are hard to mask, and so future observations of the waves could allow scientists to break through the optical limit and see what the universe looked like moments after the big bang.

“At some point, not with the detectors we have now, we hope to be able to look at the beginnings of the universe,” said Rainer Weiss, the physicist at MIT who shared Tuesday’s Nobel prize in physics with other members of the Ligo team.

“There are calculations that indicate that the very earliest instants of the universe, right after the universe gets born, there is an enormous amount of background radiation of gravitational waves generated. That would be one of the most fascinating things man could [see] because it will tell you very much how the universe starts.”

Why discovering gravitational waves was a big deal – video

The earliest gravitational waves were probably emitted a fraction of a second after the big bang, when the universe went from being smooth and structureless to clumpy, at which point spacetime became “bendy”.

Professor Andreas Freise, a Ligo project scientist at the University of Birmingham, said: “One of the mysteries is how we get from there to now where everything is clumpy.”

The transition is thought to have left a gravitational wave imprint on the entire universe, which might be visible with future detectors more sensitive than Ligo.

There are plenty more phenomena scientists hope to spot sooner. Gravitational waves spread out from cosmic events that accelerate huge quantities of matter. This happens when a star explodes, but until now, all astronomers have seen is the bright flash of light that marks a star’s death. By studying gravitational waves, scientists hope to learn for the first time what happens inside a collapsing star.

“It should produce a gravitational wave signal and it’s a signal that would give us information that currently we can’t get any other way, because it’s about what’s happening inside a collapsing star,” Rowan said.

When Ligo switched on, scientists thought that the first waves they spotted were likely to come from collisions between neutron stars, some of the most exotic entities in the universe. Neutron stars form when massive stars die. They have crusts and crystalline cores and are incredibly dense: a teaspoon of neutron star weighs as much as Mount Everest.

“Some supernovae explode and end up as black holes, but others end up as neutron stars,” said Pedro Ferreira, professor of astrophysics at Oxford University and author of the 2014 book The Perfect Theory: a century of geniuses and the battle over general relativity. “The thing the Ligo scientists expected to see, and might see soon, are two neutron stars orbiting each other and coming together. If you can see these events you start learning about fundamental physics, and that is pretty amazing.”

Other countries, including Japan and India, have plans to build their own gravitational wave detectors. More ambitiously, the European Space Agency intends to send an observatory into space in 2034. Known as Lisa, for Laser Interferometer Space Antenna, the mission aims to detect far weaker gravitational waves than is possible on Earth.

“Many of us who were in this thing fully expect that we’re going to learn things that we didn’t know about,” said Weiss. “We knew about black holes other ways, and we knew about neutron stars. We hope that there are all sorts of phenomena that you can see mostly because of the gravitational waves they emit. That will open a new science.”

This article was amended on 13 December 2017 to correct the date Albert Einstein published his theory of general relativity from 1905 to 1915.


Kyk die video: Eroon alaselän jumista yhdellä liikkeellä (November 2022).