Pulsars: Hoe meet sterrekundiges klein veranderinge in periode (~ picosekondes per jaar)?

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.

Go to search results >>>

sS HG se Pe Mu Wx Dj jl Zx kA jU nU LY xS Jh

Ek was al by sommige gesprekke wat noem hoe stabiel die periode van 'n millisekonde pulser oor lang tydperke is. Onlangs is genoem dat sterrekundiges die tydperkverandering oor tyd op minder as 10 ^ -12 sekondes per jaar bereken het vir verskeie pulse. Dit lyk asof niemand met wie ek gesels het enige besonderhede van hierdie berekening ken nie. Hoe bereken ons sulke klein verskille in periode? Hoeveel data moet versamel word en wat is die blootstellingstye vir die beelding van sulke vinnige verskynsels? 'N Bron / referaat sal uitstekend wees. Ek vra om verskoning dat ek nie 'n aanhaling vir die figuur van 10 ^ -12s het nie, maar die gebrek aan aanhaling is meestal my rede om hierdie vraag te plaas.

---

Kom ons veronderstel dat die pulser teen 'n eenvormige tempo draai. Dit het dus 'n periode $ P $ en 'n koers van die verandering van die periode $ dP / dt $ wat positief en konstant is (in die praktyk is daar ook tweede, derde, vierde ens. Afgeleides om oor bekommerd te wees, maar dit verander nie die beginsel van my antwoord).

Laat ons nou aanneem dat u die periode baie akkuraat kan meet - sê dat u vandag na die pulsar kyk en die radioseine daarvan vir 'n paar uur meet, 'n Fourier-transformasie van die sein doen en 'n mooi groot piek kry met 'n tydperk van 0,1 sekondes (byvoorbeeld ).

Met daardie tydperk kan u die data "vou" om 'n gemiddelde polsprofiel te skep. Hierdie polsprofiel kan dan gekruiskorreleer word met daaropvolgende metings van die pols om 'n verrekening te bepaal tussen die voorspelde tyd van "fase nul" in die profiel, bereken met behulp van die 0,1 s periode, en die werklike tyd van fase nul. Dit word dikwels 'n 'O-C'-kurwe of 'n residuele kurwe genoem.

As u die regte periode het en $ dP / dt = 0 $, dan sal die residue ewekansig rondom nul versprei sonder dat dit neig as u later en later waarnemings doen (sien plot (a) van Lorimer & Kramer 2005, The Handbook of Pulsar Astronomy) ). As die aanvanklike periode verkeerd was, sou die residue onmiddellik van nul begin afwyk op 'n lineêre neiging.

As u egter die periode korrek het, maar $ dP / dt $ positief is, sal die residukurwe in die vorm van 'n parabool wees (sien plot (b)).

As u tweede, derde ensovoorts afgeleide instrumente in die periode het, sal dit die vorm van die residuele kromme ooreenstemmend beïnvloed.

Die restkurwe is geskoei om die grootte van die afgeleides van $ P $ te skat. Die rede dat $ dP / dt $ so presies gemeet kan word, is dat pulse vinnig draai en herhaalbare polsvorme het, sodat veranderinge in die fase van die pols vinnig blyk en oor baie jare gevolg kan word.

Wiskundig werk dit so. Die fase $ phi (t) $ word gegee deur $$ phi (t) simeq phi_0 + 2 pi frac { Delta t} {nP} - frac {2 pi} {2} frac {( Delta t) ^ 2} {nP ^ 2} frac {dP} {dt} + ..., $$ waar $ phi_0 $ 'n willekeurige fase nul is, $ Delta t $ is die tyd tussen die eerste en laaste waarneming en $ n $ is die heelgetal volle draaie wat die pulsar gedurende daardie tyd gemaak het. As die periode ongeveer korrek is, dan is $ n = int ( Delta t / P) $.

Die "restkurwe" word gegee deur $$ phi_0 - 2 pi frac { Delta t} {nP} - phi (t) simeq frac {2 pi} {2} frac {( Delta t) ^ 2} {nP ^ 2} frac {dP} {dt} + ..., $$

Byvoorbeeld, as die periode van 'n $ P sim 0.01 $ tweede pulsar deur 'n pikosekonde oor 'n jaar verander het, sou daar 'n opgehoopte residu van byna $ 10 ^ {- 4} $ sekondes wees na 1 jaar waarneming. Afhangend van hoe "skerp" die pols is, kan hierdie verskuiwing van ongeveer 1% in die fase van die pols waarneembaar wees.

Miskien is dit onnodig om te sê, maar daar is 'n aantal klein effekte en regstellings om aan te pas om hierdie baie presiese tydsberekening te kry. U moet presies weet hoe die aarde in sy baan beweeg. Die regte beweging van die pols aan die lug het ook 'n effek. Dit en meer kan gevind word in Lorimer en Kramer se boek, maar hier is ook 'n opsomming.

---

Nietemin, hier is 'n oplossing vir 'n huiswerkprobleem wat die berekening doen. Dit bepaal nie die presiese meganisme wat hoekmomentum (oftewel rotasie-energie) omskakel in elektromagnetiese straling nie. In hierdie geval is dit net 'n bewering van die probleem (gedeeltelik geregverdig met wat ek in my opmerking gesê het: die energie moet êrens vandaan kom, en as daar skynbaar geen ander bronne as hoekmomentum is nie, dan moet dit wees komende van die hoekmomentum).

Omskryf die skakel se inhoud effens ter wille van toekomstige toeganklikheid:

Die pulsar straal energie uit (wat ons as radiogolwe waarneem). Aangesien die totale energie in die heelal behoue ​​moet bly, moet hierdie radio-energie êrens vandaan kom. In hierdie geval word dit uit die kinetiese rotasie-energie van die pulsar gehaal: dit vertraag geleidelik. Ons stel belang in 'n verband tussen die pulserende helderheid en die rotasieperiode daarvan. Oor die algemeen word die kinetiese energie van 'n roterende liggaam gegee deur $$ E = frac {1} {2} I omega ^ 2 = 2 pi ^ 2 IP ^ 2. $$ Aangesien Luminosity die tyd afgeleide van energie is , is ons nou in staat om die hoeveelhede waarin ons belangstel, weer te gee: $$ L = frac { gedeeltelik E} { gedeeltelik t} = -4 pi ^ 2 IP ^ {- 3} frac { gedeeltelik P} { gedeeltelik t}. $$ Herskik dit in terme van die hoeveelheid wat ons wil hê - die tempo van verandering van die periode - gee: $$ frac { gedeeltelik P} { gedeeltelik t} = frac {-LP ^ 3} {4 pi ^ 2 I}. $$ As ons aanvaar dat hierdie neutronster 'n homogene sfeer is (nie regtig waar nie, maar 'n eenvoudige benadering), dan is sy traagheidsmoment net: $$ I _ { text {sfeer}} = frac {2} {5} MR ^ 2, $$ en dus is die finale koers van verandering van die periode wat ons kry: $$ frac { gedeeltelik P} { gedeeltelik t} = - frac {5} {8 pi ^ 2} frac {LP ^ 3} {MR ^ 2}. $$

Dus, solank ons ​​die hoeveelhede aan die regterkant het, kan ons dit net inprop om 'n waarde te kry vir die veranderingstempo in die tydperk. Die moeilikste om te meet is gewoonlik die traagheidsmoment (waar die massa, $ M $ en radius, $ R $, terme vandaan kom). Dit is makliker om van verduisterende binêre stelsels te kry, want dan is daar 'n goeie verhouding tussen hul wentelbane en massas.

23.4 Pulsars en die ontdekking van neutronsterre

Nadat 'n tipe II-supernova-ontploffing verdwyn, is net 'n neutronster of iets selfs vreemds, 'n swart gat. Ons sal die eienskappe van swart gate in swart gate en geboë ruimtetyd beskryf, maar vir nou wil ons ondersoek instel na hoe die neutronsterre wat ons vroeër bespreek het, waarneembaar kan word.

Neutronsterre is die digste voorwerpe in die heelal. Die swaartekrag op hul oppervlak is 10 11 keer groter as wat ons op die aarde se oppervlak ervaar. Die binnekant van 'n neutronster bestaan ​​uit ongeveer 95% neutrone, met 'n klein aantal protone en elektrone ingemeng. In effek is 'n neutronster 'n reuse-atoomkern met 'n massa van ongeveer 10 57 keer die massa van 'n proton. Die deursnee daarvan is meer soos die grootte van 'n klein dorpie of 'n asteroïde as 'n ster. (Tabel 23.3 vergelyk die eienskappe van neutronsterre en wit dwerge.) Omdat dit so klein is, tref 'n neutronster jou waarskynlik as die voorwerp wat die minste waarskynlike waargeneem sal word vanaf duisende ligjare. Tog slaag neutronsterre daarin om hul teenwoordigheid oor groot klowe ruimte aan te dui.

Eienskappe van 'n tipiese wit dwerg en 'n neutronster
Eiendom	Wit dwerg	Neutronster
Massa (Son = 1)	0.6 (altyd & lt1.4)	Altyd & gt1.4 en & lt3
Radius	7000 km	10 km
Digtheid	8 × 10 5 g / cm 3	10 14 g / cm 3

Tabel 23.3

Jag gravitasiegolwe met behulp van pulse

Met die eerste direkte opsporing van swaartekraggolwe aan die bokant van baie fisici en wenslys, Louise burgemeester beskryf hoe radiosterrekundiges hoop om hierdie rimpelings in die ruimte-tyd te openbaar deur hul teleskope op 'n verskeidenheid verre pulse te wys

& # 8220Help ons met ons wetenskap. Skakel asseblief alle telefone en elektroniese toestelle af. & # 8221

Dit is die vaste opdrag wat besoekers groet as hulle by die ikoniese Jodrell Bank Observatory in Cheshire, UK, aankom. Maar u het nie 'n kennisgewing nodig om u te waarsku oor die moontlike probleme van u telefoon se radiosein om te weet dat u Jodrell Bank bereik het nie. Selfs voordat u na die terrein self kom, sal dit moeilik wees om die Lovell Radio-teleskoop met 'n 76 m deursnee te mis - 'n reuse-wit skottel wat bo die plat Cheshire-vlakte uittroon.

Radioteleskope word al byna 60 jaar by Jodrell Bank gebruik om hemelvoorwerpe te bestudeer, sowel as om rakette, satelliete en ruimtesonders op te spoor. Maar sterrekundiges by die sterrewag het nou 'n nuwe doel voor oë. Met behulp van die Lovell-teleskoop - en ander soos dit regoor die wêreld - hoop hulle om die eerste direkte opsporing van swaartekraggolwe te maak.

Swaartekrag - die langste reeks van die vier fundamentele kragte - vorm die vorming van ons heelal sedert die eerste atome geskep is. Dit is verantwoordelik vir alles, van die bepaling van die grootskaalse struktuur van die sterrestelsels tot die vorming en bewegings van die planete en die sterre. Swaartekrag stuur ons ook by ski-hange af en val soms op ons gesigte.

Maar ondanks ons vertroudheid met die swaartekrag, is dit modus operandi is nog nooit eksperimenteel bevestig nie. Volgens Albert Einstein se algemene relatiwiteitsteorie is swaartekraggolwe effektief rimpels in die tyd wat beweeg as 'n golf. Niemand is egter nog direk opgespoor nie.

Al is dit swaartekraggolwe, is daar tans groot pogings om dit direk op te spoor. Die bekendste metode is om reuse-L-vormige laserinterferometers te gebruik, soos die Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) in die VSA en VIRGO in Italië. Hierdie eksperimente is ontwerp om klein veranderinge in die interferensiepatrone op te spoor wat geskep word deur laserstrale wat pare kilometerslange pype afstuur wat reghoekig met mekaar geposisioneer is. Hierdie veranderinge sou plaasvind in die teenwoordigheid van 'n swaartekraggolf waarin die ruimte afwisselend sou uitbrei en saamtrek, wat veroorsaak dat die baanlengte van die laserstrale verander. Maar ondanks die samewerking van LIGO en VIRGO wat in Junie kragte saamgesnoer het om 'n gesamentlike evaluering van vyf jaar en data van 2005 tot 2010 te publiseer in 'n artikel geskryf deur meer as 900 fisici, is geen teken van 'n swaartekrag gerapporteer nie (Fis. Ds Lett. 113 011102).

'N Alternatiewe soort eksperiment - wat deur 'n baie kleiner groep navorsers uitgevoer word - is egter ook besig om te streef na die jag op swaartekraggolwe. Dit word in die 1970's vir die eerste keer opgedroom en behels dat radioteleskope gerig word op voorwerpe wat bekend staan ​​as pulse. Hierdie tegniek was jare lank nie 'n lewensvatbare opsie nie, omdat die nodige tegnologie nog nie beskikbaar was nie. Maar onlangse verwikkelinge - veral die verhoogde verwerkingskrag van rekenaars - plaas die metode nou as 'n mededinger om swaartekraggolwe direk op te spoor. En met 'n Nobel-prys wat moontlik te wen is vir wie dit ook al eerste sien, is die hitte nou beslis aan die gang.

Sterre tydhouers

Pulsars draai neutronsterre wat geskep word as 'n ster as 'n supernova ontplof om die tweede kompakte voorwerpe in ons heelal na swart gate agter te laat - 'n teelepel neutronster-materie weeg trouens 100 miljoen ton. Met 'n tempo van tot honderde kere per sekonde draai 'n pulsar 'n straal deeltjies en lig - met inbegrip van sterk radiogolwe - uit elk van sy magnetiese pole, met die magnetiese as wat gewoonlik rondom die rotasie-as beweeg, sodat elke straal vee 'n keëlvormige pad in die lug uit. As 'n pols so georiënteer is dat die sonnestelsel op hierdie koniese pad lê, kan ons radioteleskope gebruik om 'n & # 8220blip & # 8221 sein op te spoor elke keer as die straal na ons kant toe kom. Trouens, hierdie gereelde sein, wat ons op verskillende golflengtes sien, is ons enigste bewys dat daar pulse bestaan.

Sommige van die vinnigste pulse wat elke paar millisekondes draai, is veral handige hulpmiddels, omdat die aankomstye van die polse by ons teleskope so betroubaar gereeld is dat dit as uiters presiese horlosies gebruik kan word, en selfs teen sommige atoomhorlosies. & # 8220Mense het twee en twee bymekaar gesit en gesê, hey, hierdie presiese horlosies kan in teorie gebruik word om swaartekraggolwe te probeer opspoor, & # 8221 verduidelik Ben Stappers, 'n pulserende sterrekundige by Jodrell Bank.

Die idee is dat as 'n swaartekraggolf tussen die pulsar en ons beweeg, dit afwisselend die afstand wat 'n polsslag vanaf die pulsar moet aflê, sal rek en saamdruk voordat dit ons teleskope bereik. As lig teen 'n konstante snelheid beweeg, sal die pulse onderskeidelik langer of korter tyd neem om na ons te reis, wat daartoe lei dat die blaps later of vroeër sou opdaag as wanneer daar glad nie 'n swaartekrag was nie. Die klein veranderinge in die relatiewe aankomstye van die pulse vanaf verskeie pulse - saam bekend as 'n pulserige tydreeks - sal dus die teenwoordigheid van 'n swaartekraggolf duidelik openbaar. Of so gaan die denke.

Spring vorentoe

Soos gewoonlik in fisika die geval is, is die soek na gravitasiegolwe makliker hoe meer data u het, daarom het navorsers van vyf radioteleskope in Europa hul kragte saamgesnoer om hul data te deel in 'n samewerking genaamd die European Pulsar Timing Array (EPTA). Die gesamentlike poging behels die Lovell-teleskoop by Jodrell Bank, sowel as radioteleskope in Frankryk, Duitsland, Italië en Nederland, wat saam kyk na 40 pulse wat sigbaar is vanaf die Noordelike Halfrond.

Nog voordeliger as hierdie datadeling is 'n subprojek van die EPTA genaamd die Large European Array for Pulsars (LEAP), gelei deur die astrofisikus Michael Kramer van die Max Planck Institute for Radio Astronomy in Duitsland. Terwyl die EPTA behels dat die vyf teleskope hul eie data op verskillende tye neem, neem dieselfde teleskope in LEAP gelyktydige metings van die 22 beste gehalte pulse in die EPTA & # 8217 s repertoire. Alhoewel dit terselfdertyd opmerklik is om waarnemings te maak, is dit makliker gesê as gedaan. & # 8220Observasietyd is duur, en om sulke groot teleskope op sulke groot afstande te kan kombineer en orkestreer, moet u 'n baie ernstige rede hê om dit te doen, & # 8221 sê Sotirios Sanidas, 'n postdoc wat aan die LEAP-projek by Jodrell werk. Bank. Maar omdat jag op swaartekraggolf so 'n waardige doel is, het die LEAP-span daarin geslaag om een ​​keer per maand 'n gelyktydige 24 uur-gleuf op al vyf teleskope te verseker.

Met vyf teleskope eerder as een, is die grootste voordeel van LEAP dat dit 'n veel groter teleskoop met 'n deursnee van ongeveer 200 m simuleer, wat gelykstaande is aan die grootste radioteleskope wat tans op Aarde is. Maar die span het nie hierdie groot effektiewe deursnee ontwerp om 'n beter resolusie te neem nie. In werklikheid is dit onmoontlik om pulse te beeld omdat dit so klein en ver is. In plaas daarvan stel pulsêre sterrekundiges slegs belang in hoeveel lig hulle kan vang.

As 'n groter versamelingsarea die enigste motivering was om vyf teleskope te kombineer, kan u u afvra waarom radiosterrekundiges nie net hul teleskope langs mekaar in een veld bou nie. Die rede hiervoor is dat radioteleskope geneig is om steuring van aardbronne, soos radar, op te tel, wat die beste versag kan word as die teleskope so ver uitmekaar is dat hulle nie deur dieselfde bronne geraak word nie. Dus, as een van die teleskope deur een of ander aardbron geraak word, sal die geraas van hierdie sein nie korreleer met die seine van die ander vier teleskope nie, wat dit as 'n plaaslike afwyking identifiseer wat verwyder kan word.

Op die spektrum

Net soos elektromagnetiese golwe, sit gravitasiegolwe op 'n baie breë spektrum (figuur 1). Hul golflengtes wissel van honderdduisende kilometers op hul kleinste, tot ongelooflik 'n enkele golflengte wat oor ons hele kosmos strek - met 'n golftydperk van die ouderdom van die heelal. Verskillende soorte eksperimente is op soek na golwe in spesifieke dele van hierdie spektrum, van die laser-interferometers aan die klein golflengtepunt, deur die presiese tydsberekening van die pulse op die middelste skaal, tot eksperimente wat die kosmiese mikrogolfagtergrond in groot dele van die lug meet sien figuur 1). Alhoewel daar mededinging bestaan ​​om die eerste direkte opsporing van 'n swaartekraggolf te doen, het elke tegniek sy eie gebied binne die spektrum. & # 8220Hierdie metodes ondersoek verskillende fisiese omgewings, so dit is eintlik baie aanvullend tot mekaar, & # 8221 sê Stappers.

Pulsar-sterrekundiges is op soek na swaartekraggolwe met 'n golflengte van langer as 'n ligjaar. Met ander woorde, 'n volle periode van die golf duur minstens 'n jaar om 'n punt in die ruimte vir die helfte van daardie jaar te verbygaan, en die golf sal die ruimte in 'n bepaalde rigting strek, en vir die ander helfte sal dit dit saamdruk dieselfde rigting. Golftydperke van presies 'n jaar word vermy, want as 'n sein opgespoor word wat een keer per jaar herhaal, sal dit moeilik wees om die onbekende effek wat verband hou met die jaarlikse wentelbaan om die son van die aarde uit te skakel.

Vir millisekonde pulse, wat 'n paar honderd keer per minuut draai, lewer 'n waarneming van 15 minute ongeveer 'n halfmiljoen pulse. Wanneer hierdie data opgesom word, of & # 8220gevou & # 8221, vorm dit 'n gemiddelde polsprofiel vir die pols. Dit is die beste om vinnig roterende voorwerpe te meet - dit wil sê met 'n smal polsprofiele - wat ook helder radiobronne is, sodat 'n hoë sein-ruis-verhouding bereik kan word. Dan kan enige verskuiwing in die kurwe & posisie - wat ooreenstem met pulse wat vroeër of later as wat verwag is, aankom, moontlik as gevolg van die teenwoordigheid van 'n swaartekraggolf - met hoë presisie gemeet word.

Die wye verskeidenheid golflengtes van gravitasiegolwe is die gevolg van die feit dat dit deur verskillende verskynsels geskep word. Die belangrikste teikens vir VIRGO en LIGO is & # 8220burst bronne & # 8221, wat voortspruit uit gebeure van korte duur, soos wanneer twee neutronsterre of swart gate saamsmelt. Maar wanneer verskeie golwe uit verskillende oorde mekaar ontmoet en oorvleuel, word iets wat 'n & # 8220stochastiese & # 8221 gravitasiegolfagtergrond genoem word, geskep. & # 8220Stochastic beteken net dat u nie die spesifieke frekwensie van 'n individuele bron van gravitasiegolwe kan oplos nie, & # 8221 verduidelik Stappers. & # 8220Jy weet net dat daar baie gravitasiegolfbronne is wat effektief bydra tot wat jy geraas kan noem. & # 8221 Dit is, sê Stappers, soos om 'n woelige swembad te sien waarin individuele golwe nie van een onderskei kan word nie. nog een.

Wat veral sterrekundiges verwag om te sien, is die stogastiese agtergrond van die swaartekrag-golf wat geskep is toe die sterrestelsels van vandag gevorm is. Daar word vermoed dat hierdie sterrestelsels gegroei het via die & # 8220hierargiese & # 8221-model van sterrestelsels, waarin kleiner sterrestelsels saamsmelt om groter te vorm. Daar word geglo dat elke sterrestelsel 'n supermassiewe swart gat in sy middel het, en sodra 'n samesmelting van 'n sterrestelsel begin, sal hierdie swart gate na verwagting om mekaar wentel - swaartekraggolwe wat vandag nog weerklink - voordat hulle aansluit om nog 'n massiewe swart gat te word.

'N Samehangende argument

Die opsporing van gravitasiegolwe sou nie moontlik wees deur slegs een of twee pulse waar te neem nie, omdat 'n onbekende effek - soos 'n verandering in die binnekant van die pulser - die tempo waarmee die pulse draai, kan beïnvloed. In werklikheid is minstens drie pulsars nodig om die moontlikheid uit te skakel dat daar iets aan die pulsars verander. & # 8220Met 'n individuele pulsar kan u net altyd 'n beperking op die teenwoordigheid van gravitasiegolwe plaas, & # 8221 sê Stappers, & # 8220 omdat u nie seker kan wees dat enige variasies in die aankomstye te wyte is aan swaartekraggolwe nie. & # 8221

En in terme van die opbou van 'n sterk sein, hoe meer pulsars u monitor, hoe beter. Maar selfs as u soveel as byvoorbeeld 40 pulse waarneem, is hoeveelheid alleen nie voldoende nie. As sommige van die pulse vroeg sou kom, sommige laat en sommige soos verwag, hoe sou u dit kon vertaal in iets betekenisvols oor gravitasiegolwe?

Die sleutel tot die gehoopte opsporing is 'n idee wat ontwikkel is deur Ronald Hellings en George Downs by die NASA se Jet Propulsion Laboratory in 1983, wat later toegepas is op millisekonde pulsars deur Ralph Foster en Donald Backer in 1990. Die gedagte is dat as 'n swaartekraggolf verdraai ruimtetyd in ons omgewing, sou ons verwag dat pulse van pulse in sekere, diametraal teenoorgestelde dele van die lug effens later sou kom as wat verwag is, en dat pulse uit 'n loodregte rigting effens vroeër sou kom as wat verwag is (figuur 2).

Vir elke pulsar bepaal radiosterrekundiges dus hoeveel vroeër of later die polse aankom as wat verwag is. Dan, vir elke paar pulse, bereken hulle die korrelasievlak tussen hierdie & # 8220timing residue & # 8221 - met ander woorde, met hoeveel die aankomstye van die paar verskil. Hierdie parameter word dan geteken teen die hoek aan die hemel tussen die twee pulse en as hierdie punte op die & # 8220Hellings – Downs-kurwe val & # 8221 (figuur 3), sou dit dui op die opsporing van 'n swaartekraggolf. Vir 'n selfversekerde aanpassing van hierdie kurwe is veelvuldige pulse nodig, wat soveel as moontlik oor die lug versprei word. & # 8220Slegs swaartekraggolwe is in staat om so 'n korrelasie te skep tussen die tye van aankoms van die polse en die posisies in die lug, & # 8221 sê Sanidas.

Om opsporing te eis, moet die pulsar-data 'n statisties beduidende groepering rondom die Hellings-Downs-kurwe toon. Maar tot dusver het geen van die pulsargroepe enige korrelasie in hul data gesien nie - net geraas. 'N Opsporing kon slegs geëis word sodra hierdie willekeurige posisionering van punte rondom so 'n kurwe begin saamtrek. Dit sou egter 'n geleidelike proses wees met die punte wat met verloop van tyd stadig beweeg van geraas na 'n goeie pas.

In die rigting van opsporing

Dit is natuurlik die naam van die spel om meer data van pulse te kry, en daarom wag pulserende sterrekundiges gretig op die oprigting van 'n massiewe nuwe internasionale fasiliteit - die Square Kilometer Array (SKA). Die SKA sal in die suide van Afrika en Australië geleë wees. Daar sal duisende radioteleskope wees wat gebou word met 'n gesamentlike versamelarea van ongeveer 1 km 2, wat baie beter - en veel meer - pulserende data versamel. Maar met die eerste fase van die SKA wat eers in 2023 gereed is, is die fokus vir eers op die kombinasie van data om gravitasiegolwe so spoedig moontlik op te spoor, daarom het die EPTA aangesluit by die Parkes-sterrewag in Australië en die Noord-Amerikaanse Nanohertz-sterrewag. vir Gravitational Waves (NANOGrav) om die International Pulsar Timing Array (IPTA) te vorm. Volgens Stappers is die samewerking op die punt om die eerste datastel wat die afgelope anderhalf jaar bestaan ​​uit die gepubliseerde data, vry te stel.

Die belangrikste faktore in die bespoediging van die opsporing is die aantal pulse, die aantal jare waaroor waarnemings plaasvind en die akkuraatheid waarmee die pulse afgestel word. & # 8220Wat mense die afgelope ses, sewe, agt jaar doen, is om die waarnemingstelsels voortdurend te verbeter en nuwe maniere te vind om ons data te kombineer om ons sensitiwiteit te probeer verbeter, & # 8221 sê Stappers. & # 8220In Australië het hulle baie baanbrekerswerk hieraan gedoen en dit regtig vir die eerste keer hard gejaag. Hulle het mense regtig geïnspireer om dit as 't ware & # 8216 aan te neem. & # 8221

Wat betref wanneer 'n opsporing kan plaasvind, voorspel 'n artikel van die NANOGrav-fisikus Xavier Siemens en kollegas verlede jaar dat 'n opsporing binne tien jaar moontlik is en dat dit al in 2016 kan plaasvind (Klas. Kwantumgrav. 30 224015). In 'n ander artikel verlede jaar het EPTA-navorser Alberto Sesana 'n verbeterde berekening gemaak van die agtergrond van die swaartekraggolf wat na verwagting deur supermassiewe swartgatbinaries veroorsaak word (MNRAS 433 L1). & # 8220Die resultaat is dat ons verwag dat die swaartekraggolfsein van supermassiewe swartgatbinaries dalk sterker sal wees as wat ons verwag het, & # 8221 sê Sanidas. & # 8220So ons is regtig positief dat ons binne die volgende paar jaar die eerste opsporing sal maak van die stogastiese swaartekrag-golf agtergrond vir supermassiewe swartgatbinaries. & # 8221

Radio & # 8217s mededingers

Die gevorderde generasie LIGO- en VIRGO-laser-interferometers sal onderskeidelik in 2015 en 2016 aanlyn kom, en die druk is dus aan die gang vir die gemeenskap met die tydsberekening om binnekort op te spoor, veral met 'n Nobelprys wat moontlik te wen is.

Maar die IPTA het ook ander doelstellings, behalwe om swaartekraggolwe op te spoor - dit is byvoorbeeld om te werk aan wat 'n pulsar-gebaseerde tydskaal genoem word, wat sou behels om te sien of dit moontlik is om 'n mate van tyd te genereer deur net pulsars te gebruik. & # 8220Dit is interessant, want as daar iets spesifieks aan die Aarde is wat beïnvloed hoe ons tyd meet, dan sal ons dit kan nagaan, & # 8221 sê Stappers. Maar met 'n eerste opsporing sal nog 'n opwindende moontlikheid wees - dat navorsers eintlik swaartekraggolfsterrekunde kan begin doen.

Soos Sanidas dit stel, & # 8220Dit gaan 'n rewolusie wees. & # 8221

Venster: Indirekte bewyse

Alhoewel swaartekraggolwe nog nie direk opgespoor is nie, bestaan ​​indirekte bewyse van hul bestaan ​​al dekades. Die eerste sodanige bewyse kom na die ontdekking in 1974 deur Russell Hulse en Joseph Taylor van die Universiteit van Massachusetts Amherst van 'n & # 8220binary & # 8221 pulsar, bestaande uit 'n pulsar en 'n metgeselle neutronster wat 'n gemeenskaplike massamiddelpunt wentel. Hul analise van die baan & # 8217; s baan het getoon dat dit geleidelik kleiner word namate dit energie uitstraal in die vorm van gravitasiegolwe, wat die 1993 Nobelprys vir Fisika aan hulle besorg het. Verlede jaar het meer indirekte bewyse gekom van die Suidpoolteleskoop, wat 'n subtiele draai in die lig waargeneem het wat die kosmiese mikrogolfagtergrond (CMB) vorm - die bestraling wat oorgebly het van die Oerknal wat nog steeds in ons heelal deurdring. Hierdie draai dui aan dat swaartekraggolwe gevorm is wanneer die vroeë heelal vermoedelik baie vinnig uitgebrei het in die periode wat bekend staan ​​as & # 8220inflation & # 8221.

In Maart vanjaar is hierdie bevinding gesteun deur sterrekundiges by die Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization (BICEP2) -teleskoop, ook geleë op die Suidpool, wat aangekondig het dat hulle hierdie oer-swaartekraggolwe bespeur het omdat hulle die polarisasiehandtekening hiervan gesien het. golwe sal na verwagting in die CMB agterbly. Hierdie resultaat is gepubliseer in Fisiese oorsigbriewe in Junie (112 241101), maar baie in die kosmologiegemeenskap het onoortuigend gebly omdat dit nie heeltemal ooreenstem met die resultate van die Planck-satelliet nie - 'n ruimteteleskoop wat die CMB in detail meet. Kort tevore Fisika Wêreld gaan druk, die Planck-samewerking het nog meer resultate bekend gemaak, wat daarop dui dat die hele BICEP2-sein daarop neerkom dat die span nie die effek van stof in ons sterrestelsel op die lig wat hulle meet, behoorlik verantwoord nie, eerder as om enige sein van die vroeë heelal.

Die BICEP2-uitslae, wat in Maart die hoofopskrifte gehaal het, het nie die entoesiasme van die pulsaregemeenskap gedemp nie, wat belangstel om swaartekraggolwe wat van 'n heel ander bron afkomstig is, te bestudeer en in 'n ander deel van die swaartekraggolfspektrum sit (sien Figuur 1). Ben Stappers, 'n pulsêre sterrekundige by die Jodrell Bank Observatory in Cheshire, UK, het gesê dat dit hulle nog meer opgewonde maak. & # 8220Die eerste bewyse dat gravitasiegolwe bestaan, kom van die sogenaamde Hulse – Taylor-binêre pulsar, & # 8221 sê hy, & # 8220en hier is moontlik meer bewyse dat gravitasiegolwe 'n werklikheid is, en dit moedig ons dus net aan om te bespoedig ons vermoë om self opsporing te doen. & # 8221

Komete

Afhangend van hoe u & kwotsolêre stelsel & quot definieer, is daar voorwerpe wat ons sonnestelsel af en toe besoek (in die sin van ongeveer die ruimte wat deur ons planete se wentelbane beset word). Hulle doen dit gereeld en gereeld, en een van sulke ontmoetings wat vyftig jaar vroeg plaasvind, sal waarskynlik aanvanklik verwarring veroorsaak (sommige mense beweer dat hulle 'n nuwe voorwerp gevind het totdat hulle besef dat dit 'n bekende komeet is), maar kan lei tot die teorie dat hulle 'n spring betyds (wat dan maklik met een van die ander metodes wat hier genoem word, bewys / geloofwaardig gemaak kan word).

Hierdie metode is beslis nie die presiesste of praktiesste nie (dit werk net as 'n komeet toevallig nou verbygaan) en dit moet 'n verdere omskrywing van u situasie wees (spring alles wat om ons son wentel, selfs al is dit ver buite die Spring ons in die ruimte of net betyds - wat ook kan lei tot die gereelde wentelbaan van 'n komeet om op 'n onverwagse manier deur die sonnestelsel te sny?

Dit bied egter verskeie opsies vir storievertelling (aangesien u die sterrekundige die eerste is om die voorwerp as C / 1905 F1 te herken tot die voorwerp wat dramaties met die maan bots as gevolg van sy verskuifde baan), en dit gee 'n redelike presiese raaiskoot van die gespring periode, sodra dit geïdentifiseer is.

Afhangend van wat u met die sonnestelsel bedoel, kan 'n vroeë sonde soos voyager 50 jaar verder wees as wat u sou verwag, en dit is baie moeiliker om op te spoor.

Kan 'n interessante eerste wetenskaplike wenk gee.

Pulsars: Hoe meet sterrekundiges klein veranderinge in periode (~ picosekondes per jaar)? - Sterrekunde

Lesing 17: Sterre evolusie

Die einde van 'n ster se lewe

P = nkT

= momentum oorgedra per eenheidseenheid per tydseenheid

momentumoordrag oor gebied A in tyd t =

Aantal deeltjies x gemiddelde x-momentum per deeltjie =

Geen digtheid x volume x ave x-momentum per deeltjie

n = nee. deeltjies / m 3, A = oppervlakte v_x = x-snelheid van deeltjies p_x = x-momentum

Aangesien 'n gas bestaan ​​uit deeltjies wat in een van die drie rigtings beweeg, nie noodwendig na die & quotwall & quot nie,

waar die hakies beteken & kwotasie & quot.

'N Ontaarde gas is een waar kwantummeganiese effekte op die elektrone die gedrag oorheers:

Pauli se uitsluitingsbeginsel: Geen twee elektrone kan presies dieselfde kwantummeganiese toestand hê nie, wat beteken dat geen twee identiese snelhede, draai en posisies kan hê nie.

Onsekerheidsbeginsel van Heisenberg: dit is onmoontlik om die posisie en momentum van 'n deeltjie met 'n akkuraatheid beter te ken as die konstante h van Planck vir die produk van die onsekerheid in posisie en momentum:

Vir omstandighede by kamertemperatuur voorkom hierdie limiet ons om presies te weet waar 'n elektron binne 'n atoom is:

Let daarop dat die volle snelheid in die bogenoemde gebruik is, 10% daarvan kan 'n redelike onsekerheid wees, sodat die toegelate waarde vir die posisie-onsekerheid sou styg tot 10-7 meter.

Wat beteken hierdie beginsels vir die gedrag van 'n gas?

Let op dat die kern van 'n ster 'n versameling word van positief gelaaide ione (grootliks He- en C-kerne) wat in 'n see van elektrone dryf wat van die kerne verwyder is nadat H-verbranding opgehou het.

soos hierbo aangetoon en pas dit en die kwantummeganiese beginsels toe op 'n gas wat uit elektrone bestaan.

Die elektrongasdruk word dus

'N Versigtiger afleiding wat gemiddeld is oor die verspreiding van posisies, momenta, ensovoorts

Aangesien ons gewoonlik nie die getaldigtheid van elektrone n meet nie_e maar eerder die massadigtheid van die voorwerp, maak gebruik van die feit dat die ster se kern (of enige soortgelyke voorwerp) elektries neutraal sal wees:

Kyk mooi na hierdie druk! Dit hang nie van temperatuur af nie!

As ons aanneem dat 'n sterkern (of 'n ander voorwerp soos 'n wit dwerg) op 'n tyd nadat die samesmelting tot stilstand kom, deur elektrongasdruk ondersteun word, kan ons 'n verband tref tussen die massa (of voorwerp) en die radius daarvan:

(onthou die berekeninge van die sentrale druk vir die son wat hier gewysig is om die feit dat P eweredig is aan digtheid 5/3 te weerspieël):

& quotcentral & quot dui druk, digtheid in die middel aan

Stel hierdie sentrale druk gelyk met die wat deur 'n elektrongas voorsien kan word en vervang die digtheid:

Hierdie uitdrukking vir die radius illustreer die interessante eienskap wat 'n voorwerp is wat deur 'n elektrongas ondersteun word kleiner as dit meer is massiewe. Let daarop dat Z / A

0,5 vir die meeste elemente van He tot Fe wat waarskynlik in die sterkerne voorkom. Hierdie verband is ook van toepassing op wit dwerge - let op dat as 'n wit dwerg te massief raak, sy radius nader 0. 'n Vollediger berekening wat die effekte insluit van elektrone wat naby die ligsnelheid beweeg, toon dat R- & gt0 wanneer M - & gt1.4M_son. Hierdie limiet word die genoem Chandrasekar limiet ter ere van die astrofisikus wat dit eers afgelei het.

Evolusie van 'n ster met lae massa uit die hoofreeks

1. Kern H is uitgeput sodat energieopwekking stop. Die gasdruk kan die swaartekrag nie weerstaan ​​nie, dus begin die kern saamtrek. Soos dit saamtrek, word dit warm.
2. Gaslaag onmiddellik bokant die kern word verhit deur die kernsametrekking. H begin vir Hy brand in 'n dop wat die kern omring. Die energie wat in hierdie dop vrygestel word, laat die oorliggende lae uitbrei.
3. Die kern gaan voort om saam te trek, aangehelp deurdat Hy & quotash & quot daarop val van die H-brandende dop hierbo.

Tydens hierdie aanvanklike stappe verander die helderheid van die ster min, maar die buitenste lae is koeler as gevolg van uitbreiding. Omdat die verandering in oppervlakte ongeveer die afname in helderheid as gevolg van afnemende T weegbalanseer, beweeg die ster in die HR-diagram horisontaal na regs en word 'n subreus.

3000 & deg K. Die ster brei uit sonder om af te koel, sodat die helderheid daarvan toeneem en die ster beweeg amper vertikaal op in die HR-diagram. Dit het 'n rooi reus.

Wit dwerge is nie stralend nie omdat hulle energie opwek, maar eerder omdat hulle 'n groot hoeveelheid hitte vasgevang het. Die helderheid van 'n wit dwerg neem mettertyd af namate die oorblyfsel afkoel. Tipiese verkoeltye vir wit dwerge is 'n paar miljard jaar om die lae temperature in die ruimte te bereik, wanneer die wit dwerg nie meer waarneembaar sou wees nie.

Evolusie van massiewe sterre

6 M_Son volg 'n effens ander stel stappe as hierbo uiteengesit, want hul kern is warmer. Hul kern kan die massa van die Chandrasekar nader of oorskry. Die flits kom nie by hierdie sterre voor nie, want die kern is warm genoeg voordat dit tot 'n ontaarde toestand saamtrek om die trippel-alfa-proses aan te steek. Die vorming van 'n H-brandende dop is baie soortgelyk aan die sterre met lae massa. Die ster beweeg in die HR-diagram heen en weer in 'n horisontale rigting terwyl die kern saamtrek, opwarm, weer 'n ander element begin verbrand en die buitenste lae uitbrei.

As 'n spesifieke kernbrandstof uitgeput is, trek die kern saam en beweeg die ster na links in die diagram totdat 'n ander atoom ontbrand.

Die ster lyk soos 'n ui met 'n reeks skulpe wat swaarder en swaarder elemente tot by Fe verbrand.

Wanneer 'n vaste Fe-kern bereik word, stort die kern katastrofaal in en word die ster 'n supernova.

Die & quotnova & quot kom van die Latynse woord vir 'n nuwe ster. Die eerste sulke voorwerpe wat waargeneem is, was eintlik supernovas wat in ons sterrestelsel ontplof het, en daar word gedink dat dit nuwe, tydelike sterre is, omdat hulle voldoende verhelder het om voorwerpe met blote oog te word, maar onsigbaar vir die blote oog in hul toestande voor die ontploffing. Die ligkrommes vir novae en supernovas is oppervlakkig gelyk, maar supernovas is baie meer helder en die twee klasse voorwerpe word in verskillende situasies geproduseer.

• Kom in noue binêre sterre voor (in sommige gevalle is direkte bewyse beskikbaar, maar dit is waarskynlik dat almal binaries is)
• Helderheid neem binne enkele dae met 10 5 toe, daal binne 'n paar 100 dae tot naby of effens helderder as die oorspronklike vlak.



• Die tipiese totale vrystelling van energie is 10 37-38 joule, ongeveer die son se totale produksie vir 10 000 jaar
• Spectra laat blyk dat 'n skaal materiaal met 'n snelheid van so hoog as



Gedetailleerde waarnemings van die dop van 'n nova kan 'n skatting lewer van die afstand tot die nova:

1. Meet die radiale snelheid V_R van die dop wat die uitbreidingstempo in km / sek gee.
2. Meet die regte beweging V_T van die buitekant van die dop.

waar V_T word gemeet in radiale / sek, en afstand in km.

Voorbeeld: 'n Nova het 'n radiale snelheid van 1000 km / sek. Die buitenste rand beweeg in 'n jaar met 0,1 & quot.

- Hierdie tegniek veronderstel dat die skil van die novae simmetries uitbrei, wat blykbaar 'n veilige aanname is gebaseer op die vorms van die skulpe van novae.

Hoeveel massa moet verdwyn om die waargenome 10 37 joule te produseer?

Dit is 'n baie beskeie hoeveelheid massa in vergelyking met die massas sterre, daarom is daar waarskynlik niks eksoties nodig nie.

Onthou dat novae so binêr is

• het 'n paar sterre waar die een ietwat massiewer is as die ander en 'n wit dwerg word voordat die ander ster dit doen
• die tweede ster ontwikkel en word 'n rooi reus
• as die sterre nou wentel, kan materiaal deur die roche reus se Roche-lob vloei en op die oppervlak van die wit dwerg versamel



• uiteindelik versamel genoeg materiaal op die wit dwerg dat die gravitasiekompressie voldoende is om dit tot die H- & gtHe ontstekingspunt te verhit.
• Omdat die oppervlak van die wit dwerg in 'n ontaarde toestand is, verbrand die H baie vinnig op 'n manier wat analoog is aan die He-flits in die kern van 'n ster
• Daar word genoeg energie vrygestel dat die materiaal op die oppervlak nie ontaard nie en na buite verhit as gevolg van die verhitting

'N Ster se Roche-lob is die volume waar sy swaartekragveld sterker is as die van sy metgesel.

Verdere ondersteuning vir hierdie model is afkomstig van herhalende nova's, waar die helderheidstoename groter is vir novae met langer tussenposes tussen episodes.

Let daarop dat enige meganisme wat H op die oppervlak van 'n wit dwerg kan toevoer, tot 'n nova kan lei.

Die laaste supernova wat in die Melkweg ontplof het, het in 1604 afgegaan en is waargeneem deur Kepler, Galileo en vele ander. Sedertdien is daar baie supernovas in ander sterrestelsels waargeneem - die mees dramatiese hiervan was Supernova 1987A wat ontplof het in die Groot Magellaanse Wolk, 'n relatief nabye buurman van die Melkweg.

Supernovas is heeltemal ander diere as novae - 'n SN het ligkrommes wat soortgelyk is aan dié van novae, maar 'n SN het 'n helderheid van 10 10 L_son.

Waarnemings van hierdie SN in ander sterrestelsels het twee breë kategorieë van SN aan die lig gebring:

Eiendom	Tik I	Tipe II
Ligging	Naby ou sterre	Naby jong sterre
Spectra	Nee H, baie ander lyne	Oorheers deur H-lyne
Uitgestote massa	0,5 Mson	5 Mson
Totale energie	5x10 43 Joules	10 44 Joules
MV op maksimum	-19 tot -20	-17
Uitwerpingsnelhede	10.000 km / sek	5.000 km / sek

Wat veroorsaak 'n Supernova-ontploffing?

Beskou die totale gravitasie-ineenstortingsenergie wat beskikbaar sou wees as 'n voorwerp met M = 1,4M_son en r = 15 km (waardes geskik vir 'n neutronster) gekrimp tot 0 radius:

wat meer as genoeg is om 'n supernova aan te dryf.

Tipe I en Tipe II is die gevolg van heel verskillende voorlopers:

Tipe II is die gevolg van die evolusie van massiewe sterre.

Tipe I is die gevolg van die ontploffing van wit dwerge naby die Chandrasekar-limiet wat genoeg materiaal bevat om oor die limiet te beweeg.



In 'n tipe II bereik 'n massiewe ster die punt waar die kern solied Fe is. Die kern krimp omdat geen verdere energieopwekking kan plaasvind nie. Die kern word so warm dat die gammastraalfotone tot die Fe-kerne kan binnedring en kan laat disintegreer. Soveel energie word in 'n kort tydperk opgeneem dat die kern skielik in duie stort en toestande bereik word waar elektrone en protone saamsmelt om neutrone te vorm. Neutrino's word in hierdie omskakeling vrygelaat en ontsnap onmiddellik. Die oorliggende oproepmateriaal weerkaats die neutronkern en stuur 'n sterk skokgolf uit wat die grootste deel van die ster die ruimte in blaas. Na ongeveer 'n dag begin groot hoeveelhede sigbare lig ontsnap en die ontploffing word sigbaar.

Edwin Hubble lei in 1928 af dat die krapnevel die oorblyfsel is van 'n supernova-ontploffing in die melkweg wat deur Chinese en inheemse Amerikaners waargeneem en opgeteken is. Hy het dit gedoen deur die uitbreidingsnelheid van die gas in die newel te meet en te besef dat dit 'n ontploffing impliseer



900 jaar vroeër.

Hierdie oorblyfsels is gereeld sirkelvormig en het groter hoeveelhede swaar elemente soos wat verwag kan word vir 'n materiaal uit 'n supernova. Die omliggende interstellêre medium word ook opgesweep en opgewonde oor die vinnig bewegende gas van die ontploffing. Die gas is dikwels warm genoeg om selfs by x-straal golflengtes uit te straal.

Pulsars, neutrone sterre en swart gate

Onthou dat dit die twee meer massiewe soorte sterreste is:

• Word ondersteun deur die druk van 'n ontaarde neutrongas op 'n manier wat analoog is aan die druk van elektrone in wit dwerge
• Is dit baie kleiner as wit dwerge met tipiese groottes van 10 tot 20 km, afhangende van die massa (weer sal massiewe voorwerpe kleiner wees!), Is die sentrale digtheid

Daar moet van neutronsterre verwag word om vinnige rotators te wees as gevolg van die behoud van die hoekmomentum.

Beskou 'n voorwerp wat ongeveer die deursnee en die rotasiesnelheid van die son begin en eindig met 'n radius van 15 km:

Kan 'n neutronster dit vinnig draai?

Om 'n deeltjie op die oppervlak te laat bly sonder om af te vlieg, moet die rotasiesnelheid minder wees as die sirkelsnelheid:

Kom ons kyk na P in terme van die digtheid van die voorwerp:

Dus kan 'n neutronster 'n periode hê wat so kort is as wat die behoud van die hoekmomentum voorspel, hoewel dit naby die limiet sou wees.

- ja, gebaseer op die eienskappe van pulse.

Pulsars is in 1967 ontdek deur radio-sterrekundiges wat sommige bronne bespeur waarvan die produksie gereeld wissel met slegs enkele sekondes of minder. Noukeurige tydsberekening het aan die lig gebring dat sommige tydperke maar stadig aangeneem het. Daar is waargeneem dat niemand bespoedig nie.

'N Jaar later is die pulsar in die middel van die krapnevel ontdek en pulse is gesien tydens 'n wye reeks golflengtes gedurende 'n periode van 0,033 sekondes. Later is 'n ander pulsar met 'n baie kort tydperk gevind in die middel van die Vela-supernovareste wat die pulsar bevestig as die oorblyfsels van 'n supernova-ontploffing.

Die berekeninge van die rotasiesnelheid hierbo en die bestaan ​​van twee pulsars wat verband hou met SN-oorblyfsels, het gelei tot die assosiasie van pulsars met neutronsterre. 'N Pulsar is dus 'n roterende neutronster waar stralingsstrale deur ons siglyn vee en die waargenome pulse lewer.

--- gepulseerde straling is sinchrotronstraling wat uitgestraal word deur elektrone wat in 'n sterk magnetiese veld beweeg

--- Neutronsterre het waarskynlik baie sterk magnetiese velde op hul oppervlaktes omdat die magnetiese veld behoue ​​sal bly tydens die ineenstorting en ook sal versterk as 1 / R 2

--- presiese meganisme is onduidelik, maar waarskynlik word elektrone van die neutronster se oppervlak verwyder deur 'n elektriese veld wat deur die roterende magnetiese veld gegenereer word. Elektrone vloei in die magnetosfeer rondom die neutronster en word versnel deur die roterende magnetiese veld. Die & quotbeam & quot kan die pool van die magnetiese veld voorstel waar elektrone versnel word en waarlangs die sinchrotronemissie gesien kan word

--- 'Pols' word dus die gevolg van die wanaanpassing tussen die rotasie- en magnetiese as van die neutronster

--- die waargeneemde verlangsaming van sommige neutronsterre word die gevolg van die energie wat verlore gaan tydens die emissie van sinchrotron

Is alle neutronsterre aanvanklik?

Hoeveel neutronsterre het ons in ons opnames gemis bloot omdat hul magnetiese asse nie na ons toe wys nie?

Die Binary Pulsar - PSR 1913 + 16 het 'n tydperk van 59 ms, wat op 'n sikliese manier wissel met 'n tydperk van 7.75 uur. Die tydperk neem toe en neem af op 'n manier wat analoog is aan 'n Doppler-verskuiwing as gevolg van die pulsar wat in 'n binêre ster is. Gegewens wat sedert 1974 versamel is, het dit aan die lig gebring

1) Die som van die massas in die stelsel is 2,8 M_son met die pulsar met 'n massa van 1,441 M_son (wat sy neutronster-karakter bevestig) terwyl die metgesel 'n wit dwerg met 'n massa van 1,3874 M is_son.

2) Hulle skeiding is slegs 700 000 km en krimp

3) Die krimping van die baan stem ooreen met die verlore energie wat verwag word deur swaartekraggolfemissie in so 'n stelsel

4) Al die kenmerke van die stelsel stem ooreen met voorspellings uit die algemene relatiwiteit

Die twee sterrekundiges wat die binêre pulsar ontdek het en dit gebruik het om algemene relatiwiteit te toets, het in 1993 die Nobelprys vir fisika ontvang.

As 'n oorblyfsel met te veel massa agterbly om deur die druk van 'n ontaarde neutrongas te ondersteun, sal die swaartekrag dit dwing om 'n swart gat te wees. Die & quotradius & quot van 'n swart gat kan gedefinieer word as die radius waarteen die ontsnappingssnelheid gelyk is aan die ligspoed, die Schwarzschild-radius. Omdat geen inligting binne hierdie radius kan ontsnap nie, word die sfeer met hierdie radius die gebeurtenishorison genoem. Let op dat die werklike grootte van die kompakte voorwerp kleiner is as die Schwarzschild-radius, maar ons kan niks binne hierdie radius sien nie.

Die gedrag van 'n swart gat kan volledig uit net drie eienskappe beskryf word:

Lading word gewoonlik geïgnoreer omdat daar van 'n swart gat verwag kan word om die teenoorgestelde lading aan te trek om dit elektries neutraal te maak. Aangesien die ouerster van 'n swart gat waarskynlik sou draai, sal die swart gat ook draai. Die rotasie lei tot 'n paar vreemde effekte omdat ruimte-tyd saamgesleep kan word met die swart gat en asimmetrieë sal veroorsaak in die gedrag van lig wat langs die een kant verbygaan in vergelyking met die ander kant van die agterste gat.

Kan ons bewys dat daar 'n swart gat bestaan?

- 'n paar jaar gelede 'n onderwerp van veel debat omdat baie mense die moontlikheid van 'n unieke ruimte in die ruimte soos in die middel van 'n swart gat, wou vermy

- daar bestaan ​​verskillende strategieë om te bewys dat daar 'n swart gat is en hulle vertrou almal op sterk gravitasievelde

Gravitasie-lens kan die teenwoordigheid van 'n swart gat aantoon, maar dit moet nog in die praktyk toegepas word.

Hoe kan ons vertrou dat swart bestaan?

Deels omdat Einstein se Theory of General Relativity, 'n teorie wat swaartekrag en die interaksie daarvan met lig beskryf, grootliks bevestig is:

Sterre wat naby die ledemaat van die son waargeneem word, lyk verreken in verhouding tot hul posisies as die son elders in die lug is.

Die bedrag van die buiging is bevestig dat dit ooreenstem met Einstein se voorspellings.

Mercurius lê naby die son genoeg sodat die algemene relativistiese effekte opmerklik is. Die omtrek van sy baan beweeg 41 & quot per eeu, alles verklaarbaar deur algemene relatiwiteit.

Om uit die diep gravitasiepotensiaal goed naby 'n massakonsentrasie te klim, moet lig energie verloor ('n deeltjie met massa verloor kinetiese energie en vertraag). Lig sal na 'n langer (rooier) golflengte skuif:

waar M = voorwerp se massa en R = afstand vanaf voorwerp se middelpunt waarop lig uitgestraal word.

Vir die wit dwergmaat vir Sirius,

Alhoewel swart gate in een sin deur Newton voorspel kon word, is dit nou meer bestudeer as gevolg van algemene relatiwiteit. 'N Swart gat kan beskou word as 'n gebied waar die kromming van die ruimte so groot is dat die pad van 'n foton op homself sal terugbuig. Ekwivalent kan ons kyk wat gebeur as die ontsnappingssnelheid van 'n voorwerp gelyk is aan die van lig:

Maar dink nie hieraan as 'n radius wat u sou kon meet nie!

Soekstrategieë vir swart gate het op x-straalbronne gesentreer omdat materiaal van 'n metgeselle ster of opgevee materiaal uit die interstellêre medium 'n aanwas skyf. Gas sal nie reguit in 'n swart gat val nie, maar as gevolg van hoekmomentum, sal dit om die swart gat wentel. Viskositeit in die gas veroorsaak wrywing wat die gas laat verhit en hoe vinniger dit wentel, hoe warmer word dit. Gas wat die Schwarzschild-radius nader, kan temperature van meer as 10 miljoen grade hê en sal dus sterk röntgenbronne wees.

Beskou 'n voorwerp met T = 10 7 & degK en 'n x-straal helderheid van 10 30 watt. Watter straal sou dit hê?

Hierdie grootte is tipies vir 'n neutronster of 'n aanwasskyf rondom 'n swart gat. Hoeveel massa moet op 'n kompakte voorwerp val om die helderheid te produseer, met die veronderstelling dat 100% omskakeling van potensiële swaartekrag-energie in waarneembare helderheid is en met die veronderstelling dat die voorwerp minstens soveel massa het as die son?

Hierdie aanwas-tempo kan maklik in 'n binêre stelsel voorkom, dus kan die doeltreffendheid van die omskakeling van gravitasie-energie in helderheid baie klein wees en kan waargeneem x-straalbronne nog steeds verklaar word. Dit bewys egter nie dat daar 'n swart gat moet bestaan ​​nie.

Een van die sterkste gevalle vir die bestaan ​​van 'n swart gat kom van Cyg X-1, wat 'n sterk röntgenbron is. In sigbare lig, 'n blou reus, HDE226868, met M

20M_son word gesien en kan nie die bron van die x-strale wees nie, aangesien dit nie warm genoeg is nie.

Spektrale lyne in die blou superreus wissel in radiale snelheid met 'n periode van 5,6 dae, maar geen ander lyne as die wat met die blou superreus verband hou, word gesien nie. Geen verduisterings word in die x-straalstroom gesien nie, hoewel 'n effense variasie in die uitset van die superreus waarneembaar is. Dit lei tot 'n skatting van die helling van die stelsel van 60 & deg, maar minder as 90 & deg. Hierdie feite lei tot 'n totale massa van

35M_son vir die stelsel en dus 15M_son vir die ongesiene metgesel. Verskeie ander x-straalbronne bestaan ​​uit 'n sigbare ster, 'n spektroskopiese binêre, maar met 'n onsigbare metgesel, en het massas wat aandui dat dit swart gate is. Die snelheid waarmee die x-straalstroom wissel, ondersteun ook in hierdie gevalle kompakte voorwerpe.

Kan 'n swart gat mis verloor?

Ja, deur middel van kwantummeganiese effekte en die onsekerheidsbeginsel. 'N Alternatiewe formulering van Heisenburg se onsekerheidsbeginsel lui dat

sodat 'n groot onsekerheid in energie kan voorkom, maar slegs vir 'n baie kort tydperk. As daar 'n fluktuasie in energie plaasvind en dit kortliks tot die produksie van 'n positron-elektronpaar lei, sal geen fisika wet oortree word nie. Stel jou voor dat sommige energie (gelykstaande aan massa) net binne 'n gebeurtenishorison so 'n deeltjiepaar voortbring. As een van hierdie deeltjies gedurende die interval in die swart gat getrek word terwyl die ander & kwottunnels & quot deur die gebeurtenishorison is, sal die swart gat eindig met 'n netto massa wat effens kleiner is as waarmee dit begin het. Ons het egter geen waarneembare bewyse van 'n swart gat met krimpende massa nie!




Pulsars: Hoe meet sterrekundiges klein veranderinge in periode (~ picosekondes per jaar)? - Sterrekunde

As jy na die naghemel kyk, sien jy verskeie sterre, waarvan sommige helder is en ander flou word. 'N Ster kan flou wees omdat dit van nature minder helder is, óf omdat dit regtig ver van ons af is. Van Saturnus af sal die son byvoorbeeld nie soos die briljante son van die aarde lyk nie, maar lyk dit soos 'n baie helder ster in die lug, bloot omdat Saturnus veel verder van die son af is as wat die aarde is.

Om die helderheid (die wetenskaplike term is helderheid) van die ster te meet, moet u die afstand daarvan ken. Die belangrikste tegniek om die afstand tot 'n ster te meet, is van die parallaks (as u wil weet wat dit is, skryf dit asseblief terug). As die ster 'n veranderlike ster is (die helderheid daarvan verander periodiek), kan 'n mens die periode van die variasie gebruik om die afstand tot die ster te bepaal.

Die prosedure om die helderheid te meet, is dus soos volg: Eerstens bepaal 'n mens die vloed vanaf die ster (die tempo waarteen energie ons bereik vanaf die ster per eenheidseenheid). Dit kan maklik met 'n CCD-kamera gedoen word. As 'n mens dan die afstand tot die ster ken, kan jy bepaal hoe helder die ster moet wees om die vereiste vloed te gee.

Hierdie bladsy is op 27 Junie 2015 opgedateer

Oor die skrywer



Jagadheep D. Pandian

Jagadheep het 'n nuwe ontvanger vir die Arecibo-radioteleskoop gebou wat tussen 6 en 8 GHz werk. Hy bestudeer 6,7 GHz metanol masers in ons Galaxy. Hierdie masers kom voor op plekke waar massiewe sterre gebore word. Hy behaal sy doktorsgraad aan Cornell in Januarie 2007 en was 'n postdoktor aan die Max Planck Insitute vir Radiosterrekunde in Duitsland. Daarna werk hy by die Institute for Astronomy aan die Universiteit van Hawaii as die Submillimeter Postdoctoral Fellow. Jagadheep is tans by die Indian Institute of Space Scence and Technology.




Ontmoet G117-B15A: die stabielste optiese horlosie in die heelal



In galaktiese terme - 187 ligjare van ons af - is nie die oorblyfsels van 'n dooie ster nie. Dit was eens soos die Son, alhoewel miskien so ses of so massiewer, en 400 miljoen jaar gelede het dit die einde van sy hoofstroom bereik. Dit het in 'n rooi reus uitgeswel, sy buitenste lae afgegooi en uiteindelik soveel materiaal verloor dat dit sy warm, digte kern aan die ruimte blootgestel het.

Hierdie soort voorwerp staan ​​bekend as 'n wit dwerg, en is die eindtoestand vir ongeveer 90% van alle sterre aan die hemel. Maar hierdie spesifieke een, genaamd G 117-B15A, is miskien die stabielste optiese horlosie wat nog ooit gesien is. Dit pols, verander elke 215.19738823 sekondes ('n baie klein hoeveelheid) in helderheid (iets meer as drie en 'n half minute). Met die meet van hierdie pulse sedert 1974 het sterrekykers gesien hoe die tydperk baie stadig met 'n klein hoeveelheid verleng. Hoe klein? As u hierdie polsings as 'n horlosie gebruik, verloor u net een sekonde elke keer 6,2 miljoen jaar.

Meer slegte sterrekunde







Hubble-beeld van een van die naaste binêre sterre aan die son: Sirius A (middel) en sy wit dwergmaat B (links onder) A is ongeveer 10 000 keer helderder. Krediet: NASA, ESA, H. Bond (STScI), en M. Barstow (Universiteit van Leicester

Op sommige maniere is wit dwerge eenvoudig. Hulle genereer nie alleen energie nie, maar sit mettertyd daar in ruimteverkoeling. Op ander maniere is hulle taamlik ingewikkeld dat hulle so dig is - 'n kubieke sentimeter kan 'n ton of meer weeg - dat kwantummeganika 'n dominante rol in hul struktuur speel.

Een soort van hulle, wat 'n DA-witdwerg genoem word, het 'n waterstofatmosfeer. As hulle toevallig op 'n temperatuur van ongeveer 12 000 ° C is, kan hul liguitset wissel in 'n goed gedefinieerde siklus. Die variasie is redelik klein, so min as een deel in duisend, maar dit is genoeg om vir helderder te meet (die wat naby witdwerge naby is, is intrinsiek nie baie helder nie, dus moet hulle naby ons wees om waargeneem te word wel). Hierdie soorte word DAV (V vir veranderlike) genoem.

Die verandering in helderheid het te make met die waterstof in die atmosfeer. By die temperatuur is die waterstofatome onstabiel teen ionisasie - met ander woorde, dit is maklik vir hulle om 'n elektron te verloor. Dit kan in golwe oor die boonste laag van die wit dwerg gebeur, wat die oppervlak 'n bietjie laat vibreer.

Dit is soos rimpelings in 'n dam as jy 'n rots gooi. Wel, 'n klippie, want hierdie effek is redelik klein. Hierdie rimpelings word genoem swaartekraggolwe, omdat die water wat opwaarts verplaas word deur die aanvanklike impak van die rots, weens swaartekrag teruggetrek word. Die water gaan dan weer op, word weer deur swaartekrag afgetrek, en aan en aan.

Op 'n wit dwerg beweeg hierdie golwe om die oppervlak, wat die helderheid baie verander, sodat dit effens helderder word, dan dowwer, dan weer helderder op daardie 215.19738823-tweede siklus in die ligte vorm G 117-B15A.



Die naaste wit dwerg aan ons, Sirius B, het die massa van die son, maar die grootte van die aarde. Ter vergelyking, die son is meer as 100 keer wyer as die aarde. Krediet: ESA en NASA

Wat die sterrekundiges gevind het, is dat die tydperk van hierdie siklus verander en langer word met ongeveer 5 × 10-15 sekondes elke sekonde (of vyf femtosekondes per sekonde). Dit is 'n klein bedrag, dus om die jaar om te skakel, verander die periode elke 6,2 miljoen jaar met een sekonde.

Met ander woorde, as u hierdie ster weer in 6 202 021 nC waargeneem het, sal u sien dat dit 21 is6.19738823 sekondes. Ek hoop dat u geduldig is en nie wag vir 'n opwindende uitbetaling nie.

Hulle het na ander moontlike bronne vir hierdie verandering in die tydperk gekyk, insluitend magnetiese velde, 'n metgesel wat dit beïnvloed (dit is in 'n baie lang baan met 'n verre dowwe bolrooi dwerg), en meer, en gevind dat hierdie pulse inderdaad intrinsiek is die ster en as gevolg van die waterstof in sy atmosfeer.

Dit is dus mooi. Daar is ander voorwerpe in die ruimte wat akkurate horlosies is, soos millisekondes. Dit is selfs digter voorwerpe wat mal draai, 'n paar honderd keer per sekonde. Hulle draai is baie stabiel; hulle kan vervalstye gemeet in miljard jaar hê. Hulle is egter ook geneig om 'n fout te hê, skielike veranderinge in hul rotasiesnelheid. Dit is te wyte aan die interne meganika van die ster (soos 'n verskuiwing in die kors wat hul balans afwerp), sodat hul verval nie so groot is nie stabiel soos dié van G 117-B15A.



U gasheer besoek die Nasionale Instituut vir Standaarde en Tegnologie in Boulder, Colorado (nadat u 'n toespraak gelewer het en die band verklaar) en staan ​​voor die F-1 atoomklok, wat elke 100 miljoen jaar tyd tot 'n akkuraatheid van 1 sekonde hou. . Krediet: Phil Plait

Daar is atoomhorlosies wat tyd verloor op baie langer tydskale as ons wit dwerghorlosie, maar hulle vibreer teen so 'n hoë tempo dat wanneer u hul werklike tydperk deur die verander in daardie tydperk ('n standaard manier om stabiliteit te meet) is dit eintlik minder stabiel. Een soort atoomklok meet byvoorbeeld vibrasies met 'n periode van 2,5 femtosekondes (2,5 x 10 - 15 sekondes), wat ongelooflik vinnig is, veral in vergelyking met die periode van 215 sekondes van die wit dwerg. Vanweë die kort tydperk is die tydskaal van hul verval baie hoër - die horlosie verloor elke 20 minute een hele siklus van 2,5 femtosekondes, terwyl die wit dwerg meer as 'n miljard jaar neem om sy siklustyd tot 430 sekondes te verdubbel.

Ek weet dat dit 'n bietjie moeilik is om te begryp, maar die punt wat die outeurs beweer, is dat die polsings wat ons in optiese lig sien (die soort wat ons oë sien) van hierdie wit dwerg beter tyd hou as enige ander optiese horlosie.

Dit is belangrik omdat die sterrekundiges die binnekant van die ster beter kan verstaan, en byvoorbeeld hoe vinnig dit afkoel. Aangesien wit dwerge geen energie maak nie, kan dit omgedraai word om vas te stel hoe lank die wit dwerg al bestaan: hoe lank is dit sedert sy ouerster gesterf het. Die ouderdom help ons om meer te verstaan ​​hoe sterre sterf, watter soort sterre dit was, en meer.

En die Son sal eendag 'n wit dwerg wees. Nie vir 7 of 8 miljard jaar van nou af nie, maar tog. Hoe dit sterf en wat met die sonnestelsel gebeur, is interessante probleme, en dit alles hang saam.

Boonop is dit net cool. 'N Ster met 0,6 keer die massa van die son wat in 'n bal gedruk word wat ongeveer die grootte van die aarde is, lui soos 'n klok met 'n tydperk wat so stabiel is dat u u horlosie daarop kan stel. en hoef nie bekommerd te wees oor die instelling daarvan vir 'n lang, lang tyd nie.




AAS 237: Dag 1



Redakteur se opmerking: Hierdie week is ons by die virtuele 237ste AAS-vergadering. Saam met 'n span skrywers van Astrobites, sal ons op die hoogte wees van opdaterings oor geselekteerde gebeure en elke dag plaas. Volg hier of op astrobites.com. Die gewone plasingskedule vir AAS Nova hervat op 19 Januarie.

Welkom adres (deur Abby Wagoner)

Welkom by AAS 237! Hierdie konferensie sou aanvanklik in Arizona gehou word, maar weens die COVID-19-pandemie word AAS 237 feitlik vandeesweek gehou. Voordat ons hierdie jaar aangaan, het ek gedink dat dit voordelig sal wees om 'n oomblik te neem om die positiewe aspekte van 'n virtuele konferensie uit te lig. Net soos AAS 236 (wat in Junie 2020 gehou word), is die bywoning van AAS hierdie jaar hoog. Alhoewel ons deur tydsverskille moet ly en sosiale aspekte misloop, is die nuutste ontdekkings in sterrekunde meer toeganklik vir sterrekundiges (studente ingesluit!) Wat andersins miskien nie 'n persoonlike konferensie sou bygewoon het nie weens 'n gebrek aan tyd en / of befondsing.

Vanjaar het ongeveer 3000 mense by AAS geregistreer en het sewe plenêre toesprake, 623 mondelinge toesprake, 521 iPosters, 268 iPosters +, 11 stadsale, 59 uitstallershokkies en 71 uitstallerswebinars bygedra. Daar gebeur baie hierdie week. Gelukkig is Astrobites hier om soveel as moontlik in hierdie blog en in lewendige twiets op te som (soek ook # AAS237)! Ons bespreek alles van plenêre gesprekke tot loopbaansessies, dus hou die komende week dop.

Terwyl ons hoop om 'die pandemie in 2021 te verval', as AAS-president Paula Szkody gesê, is daar 'n paar groot veranderinge wat in die toekoms kom. Hoe kan ons byvoorbeeld 'n beter virtuele konferensie-ervaring maak? As u vrae of aanbevelings het, kan die AAS-beamptes maklik gekontak word, maar dit blyk dat daar baie maniere is waarop studente by AAS betrokke kan raak. Eerstens, daar vind nou AAS-offisiersverkiesings plaas, so as u 'n lid is, gaan stem asseblief! Verder kan AAS-lede (studente ingesluit!) Betrek word by die Strategiese Vergadering, wat elke vyf jaar vergader om die rigting van AAS in die volgende vyf jaar te bepaal, en lede kan ook by 'n komitee aansluit. Alhoewel daar baie komitees is, het Paula drie uitgelig wat die afgelope maande belangrik was: die Komitee vir Openbare Beleid, die Etiekkomitee en die LPRS-LEOS.

Ten spyte van 'n wêreldwye pandemie, het ons maniere gevind om kontak te maak en saam te werk. Hier is die begin van 'n opwindende week van wetenskap!

Daar is baie aan die gang hierdie week, maar onthou net om die vergadering te geniet! pic.twitter.com/ycUM3gszGv

& mdash astrobites (@astrobites) 11 Januarie 2021

Regstreekse twiet van die sessie deur Haley Wahl

Fred Kavli Plenaire lesing: Die Noord-Amerikaanse Nanohertz-sterrewag vir swaartekraggolwe (deur Haley Wahl)

Die konferensie is afgeskop met 'n plenaire vergadering deur die National Radio Astronomy Observatory (NRAO) Dr. Paul Demorest . Dr. Demorest is deel van die Noord-Amerikaanse Nanohertz Observatory (NANOGrav) samewerking, 'n span wetenskaplikes versprei in Noord-Amerika wat pulsêre tydsberekening gebruik om swaartekraggolwe op te spoor.

Dr. Demorest het begin deur swaartekraggolwe in te stel, wat rimpels is in die weefsel van die ruimtetyd wat veroorsaak word deur die wentelbaan van groot massas. Net soos klankgolwe kan swaartekraggolwe verskillende frekwensies hê, en die frekwensie word bepaal deur watter soort voorwerp dit uitstraal (byvoorbeeld, die swaartekraggolwe wat LIGO opspoor, word uitgestraal deur die samesmelting van neutronsterre en swartmassa's van sterremassa, terwyl die swaartekraggolwe waarteen NANOGrav sensitief is, word deur voorwerpe soos supermassiewe swartgatbinaries uitgestraal). NANOGrav gebruik pulsars, wat uiters digte, vinnig roterende neutronsterre is, om swaartekraggolwe te soek. Pulsars gee radiogolwe af wat ons siglyn oorsteek soos 'n vuurtoring. Millisekondepulsare (dit is pulse wat in 'n binêre stelsel herwin word) het tydperke in die orde van millisekondes, en hulle is uiters stabiele rotators wat teenoor akkuraatheid teenoor atoomhorlosies is. Aangesien dit so akkuraat is, kan NANOGrav die presiese tyd bepaal waarop 'n pols by ons teleskope moet kom (die 'tyd van aankoms' genoem). As 'n swaartekraggolf na ons toe kom, sal dit die ruimtetyd daarvoor druk en die pulsar sal effens vroeër kom as wat verwag is as die swaartekraggolf terugtrek, dit sal die ruimtetyd tussen ons en die pulsar uitbrei, en die sein sal effens aankom later as wat verwag is.



Die gravitasiegolfspektrum en detektore. Hier word frekwensie van die gravitasiegolwe geteken teen spanning (die breukverandering in die skeiding tussen voorwerpe wat veroorsaak word deur die deurgang van die gravitasiegolf). [NANOGrav]

Hoe weet ons dat dit 'n swaartekraggolf is? Tydsfluktasies is gekorreleer tussen verskillende millisekonde pulse rondom die lug in die teenwoordigheid van gravitasiegolwe. Dit word die Hellings and Downs-kurwe genoem. Dit is belangrik om 'n verskeidenheid hoekskeidings tussen die pulse te kry! pic.twitter.com/lOYqi4N35l

& mdash astrobites (@astrobites) 11 Januarie 2021

NANOGrav neem tans 78 pulse waar en voeg by

Daar is elke jaar vier pulse in hulle reeks, en dit hou elke pulser waar

eenkeer per maand. In die jongste weergawe van NANOGrav (die vrystelling van 12,5 jaar), vind die span beduidende bewyse vir lae frekwensie-geraas ('n 'algemene rooi proses', geraas in die datastel wat betyds gekorreleer word vir meer inligting oor die soorte geraas in die NANOGrav-datastelle, sien die skrywer van Astrobites, skrywer Brent Sharpiro-Albert, se Twitter-draad). Is hierdie sein 'n opsporing van swaartekraggolwe? Die span is nie seker nie. Daar is slegs baie swak bewyse vir 'n Hellings-Downs (kwadrupolêre) hoekkorrelasie - dit stem nie presies ooreen met wat hulle verwag nie. Hoe gaan hulle dit oplos? Met meer inligting van onlangse, sensitiewe instrumente soos CHIME, MeerKAT en FAST opgraderings aan die Green Bank Telescope en nuwe pulse. Behalwe 'n aanvanklike opsporing, hoop NANOGrav om die gravitasiegolfagtergrond te kenmerk, eienskappe van individuele binaries en elektromagnetiese eweknieë te karakteriseer, en meer! Vir meer inligting oor NANOGrav se jongste datastel, sien Joe Simon se toespraak op die perskonferensie!



NANOGrav & # 8217s data gestip met die verwagte Hellings-Downs kurwe.

Regstreekse twiet van die sessie deur Haley Wahl

CSMA-paneel: 'n bespreking oor anti-swartheid in sterrekunde (deur Gourav Khullar)

Hierdie sessie, aangebied deur Dra. Nicole Cabrera Salazar en prof. Lia Corrales (CSMA), is gelei en gemodereer deur Ashley Walker (gegradueer aan die Chicago State University wat aansoek gedoen het vir nagraadse skole), met 'n paneel bestaande uit junior swart sterrekundiges en fisici. Caprice Phillips (2de jaar PhD-student, Ohio State University, sy / haar), Erin Flowers (4de jaar PhD-student, Princeton Universiteit, sy / haar), en David Zegeye (2de jaar PhD-student, die Universiteit van Chicago, hy / hy).

'N Hele aantal onderwerpe is in hierdie sessie bespreek, wat wissel van wat dit vir die paneellede om swart in die VSA te wees, tot hoe anti-swartheid in hoofsaaklik wit ruimtes manifesteer. Alle paneellede het voorstelle gedeel oor hoe aksiegerigte alllyhip daar uitsien, en hulle het hul individuele en kollektiewe visies vir die toekoms van beide sterrekunde as geheel en veral swart sterrekunde bespreek. 'N Astrobiet met besonderhede oor hierdie uiters insiggewende bespreking volg op die AAS-vergadering later vandeesmaand. Intussen kan u die Astrobites-Twitter-dekking van vandag se sessie deur Michael Hammer hier vind. Kyk ook na ons stuk van die somer 2020 op #BlackInAstro: Hoe kan ons swart sterrekundiges ondersteun?

Vervolgens behandel ons die spesiale sessie 107:
Die CSMA-paneel: 'n bespreking oor anti-swartheid in sterrekunde

Met @That_Astro_Chic @CapricePhillips @ DavidZegeye en Erin Flowers, en gemodereer deur @jazztronomy pic.twitter.com/PrjADD9WNK

& mdash astrobites (@astrobites) 11 Januarie 2021

Perskonferensie: Nuus van die donker kant (deur Susanna Kohler)

AAS 237 se perskonferensie-opstel het begin met 'n bespreking van 'n verskeidenheid dinge wat donker en verborge is in ons heelal.

Eerstens: 'n blik op bolvormige trosse, gemotiveer deur ontdekkings uit die verlede van geheimsinnige dwergstelsels wat lyk asof dit donker materie is. Jessica Doppel , 'n gegradueerde student aan die Universiteit van Kalifornië, Riverside, het bespreek hoe die toevoeging van bolvormige trosse aan die kosmologiese simulasie Illustris ons beter kan verstaan ​​waarom sommige sterrestelsels donker materie ontbreek. Die simulasies toon dat sterrestelsels wat bolvormige trosse met 'n lae snelheidsverspreiding aanbied, dikwels van 'n groot fraksie van hul donker materie gestroop is. Dit impliseer dat ultradiffuse sterrestelsels wat ons waargeneem het en wat 'n baie klein verspreiding in bolvormige trossnelhede het, voorheen die meeste van hul donker materie verloor het.

Hier is 'n kaart van bolvormige trosse uit die simulasies. pic.twitter.com/OY4sIfkvDN

& mdash astrobites (@astrobites) 11 Januarie 2021

Wat van donker materie nader aan die huis? Om die aard van donker materie in die Melkweg te verstaan, het ons presiese metings nodig van die gemiddelde versnelling van sterre in ons sterrestelsel - klein bewegings wat aangedryf word deur die Melkweg se donker materie en sterre massa. Sukanya Chakrabarti (Rochester Institute of Technology) het werk aangebied wat die presiese tydsberekening van pulse gebruik as kosmiese horlosies om die eerste direkte metings van ons galaktiese versnelling te maak. Die bepaling van hierdie klein veranderings in snelheid bied waardevolle inligting wat ons sal help om die onsigbare kragte wat in ons sterrestelsel en verder werk, beter te verstaan. persverklaring

Waarom pulsars? Hulle tydsvermoë is ongelooflik, hulle wedywer met atoomhorlosies wat presisie betref! Dit kan as galaktiese versnellingsmeters gebruik word! Hieronder is 'n figuur van enkele pulse in die sterrestelsel! pic.twitter.com/hlGBR2W3Af

& mdash astrobites (@astrobites) 11 Januarie 2021

Op soek na meer inligting oor NANOGrav se jongste nuus (sien die opsomming van Paul Demorest se plenêre toespraak hierbo)? Die volgende aanbieder, Joseph Simon (Universiteit van Colorado, Boulder) het ons nader bekyk hoe NANOGrav werk - naamlik danksy die ongelooflike presiese tydsberekening van die wye verskeidenheid pulse wat "in 'n oseaan van swaartekraggolwe beweeg" en dan in die nuwe, intrige lae-frekwensie sein wat NANOGrav onlangs aangekondig het. Hierdie sein dalk stem ooreen met 'n opsporing van die agtergrond oseaan van gravitasiegolwe, maar dit stem nie heeltemal ooreen met ons verwagtinge nie. Tot dusver kan al wat ons met sekerheid kan sê, wees dat dit 'n sterk sein is, baie bronne van geraas is reeds uitgesluit, en ons moet 'n beter idee hê van wat dit veroorsaak met nog 'n paar jaar data. Dit sou baie opwindend wees as ons die gravitasiegolfagtergrond gevind het na 12,5 jaar se soek met NANOGrav! persverklaring

Laaste op, Mattia di Mauro (Nasionale Instituut vir Kernfisika, Torino, Italië) het die sessie oor 'n ander onderwerp afgerond: die bron van die onverwagse oormaat gammastraling wat in die middel van die Melkweg opgemerk is. Word hierdie hoë-energie-uitstoot veroorsaak deur interaksies met donker materie deeltjies? Kosmiese strale wat uit die galaktiese sentrum geproduseer word? Pulsars in die galaktiese bult? Di Mauro bespreek die beperkings wat die opsies opgelê word deur 11 jaar Fermi-LAT-data en moderne modelle.

Regstreekse twiet van die sessie deur Haley Wahl

Afdeling Historiese Sterrekunde (HAD) (deur Luna Zagorac)

Die Historiese Sterrekunde-afdeling (HAD) het begin met gereelde afdelingsondernemings. Die eerste keer was 'n hartlike gelukwensing aan die wenners van die HAD-verkiesing in September 2020, waaronder die ondervoorsitter / verkies die voorsitter. Terry Oswalt , sowel as Amy Oliver en Samantha Thompson in die Dagbestuur. Vervolgens is die gehoor herinner aan HAD se rubriek in die AAS News Digest, "This Month in Astronomical History", en dat dit altyd nuwe outeurs werf! As u 'n idee of 'n toonhoogte vir die kolom het, sal HAD graag van u hoor, en u kan hulle kontak via die e-pos wat vir die kolom op hul webwerf gelys word. Verder word daar van HAD-ledegeld afgesien vir junior, gegradueerde en emeritaatlede, wat dit vir belangstellende AAS-lede makliker maak om by die Afdeling aan te sluit sonder bykomende finansiële las! Een rede om lid van HAD te word, kan wees om u nominasie vir die LeRoy E. Doggett-prys vir historiese sterrekunde in 2022 in te dien, wat enige lid van HAD tot 1 Maart 2021 kan voorstel. 'N Ander kan wees om te oorweeg om doodsberigte te skryf vir geslaagde AAS-lede, wat 'n deurdagte manier kan wees om diegene wat voor ons gekom het, te eer, maar ook meer te wete te kom oor hul geskiedenis en wetenskaplike loopbane.



'N Beeld van die totale pad van die totale sonsverduistering van 1870 oor die eiland Sisilië, en 'n swart-en-wit foto van die Italiaanse ekspedisie om die verduistering in Sisilië te beeld, met Secchi omring. [Skyfie deur Ileana Chinnici]

Regstreekse twiet van die sessie deur Luna Zagorac

Plenêre bespreking: van sterrestelsels tot gesigte: erkenning van die implikasies van kunsmatige intelligensie in sterrekunde en samelewing (deur Briley Lewis)

Die tweede vergadering van die konferensie het verder gegaan as die aanbieding van interessante wetenskaplike resultate, soos Brian Nord (FermiLab) het ons daartoe gelei om krities na te dink oor hoe ons 'leef met die gereedskap wat ons skep'. Dit het gefokus op hoe algoritmes ons lewens deurdring, asook die keuses wat ons maak in die implementering en ontwikkeling van hierdie algoritmes. Nord vra ons om die volgende vraag te oorweeg: "Wie kan besluit watter kennis en gereedskap ons nastreef, en wie is daar in die kamer wanneer die besluite geneem word?" (Net 'n vrywaring: hierdie kort opsomming kan geensins hierdie ongelooflike praatjie reg laat geskied nie, en ek beveel sterk aan dat u die opgeneemde weergawe kyk as u dit kan doen!)

Nord het begin met 'n tydlyn van ontwikkeling, wat die begin en stop van kunsmatige intelligensie (KI) gedurende die afgelope honderd jaar verklaar. Hy definieer kunsmatige intelligensie as 'n klas algoritmes om modelle te bou wat hoofsaaklik deur data aangedryf word. ' Hierdie algoritmes "leer" deur met historiese data op te lei. Die algoritmes word ook gevorm deur ons keuses: hoe ons dit ontwerp, watter netwerkargitekture ons kies en die data wat ons gebruik om dit op te lei. Ons is nou in 'n ander golf van KI-ontwikkeling, wat afgesien is van die vorige pogings deur ons uiters groot datastelle, verbetering in rekenaarwerk en doeltreffender algoritmes.



'N Voorbeeld van klassifikasie in astronomiese data uit Nord se praatjie.

Twee kritieke uitdagings waarvoor AI te staan ​​kom, is vooroordeel en onsekerheid. Aangesien ons opleidingsstelle histories is, kan dit nie noodwendig die toekoms voorspel nie, en is hulle beperk tot grootte en diversiteit, wat lei tot vooroordeel. Onsekerheid is ook 'n belangrike tegnologiese uitdaging in die ontwikkeling van AI, aangesien daar tans 'n gebrek aan betroubare metodes vir die voortplanting van foute is. Ondanks hierdie uitdagings, toon AI groot belofte as 'n kragtige instrument vir sterrekunde. Dit is alreeds gebruik vir verskeie wetenskaplike uitdagings: klassifikasie van sterk lense, beeldontwrig vir CMB-polarisasie en E-modusse, simulasies wat deur GAN's (generatiewe adversêre netwerke) versnel word, en selfbestuurde teleskope. Klassifikasie is 'n baie sterk voorbeeld vir AI, wat Nord beskryf as 'amper 'n praktiese oorwinning vanweë hoe dit versnel deur 'n groot datastel.' Astronomiese eksperimente word te ingewikkeld om met behulp van tradisionele metodes betyds te ontwerp en te ontwikkel, beweer Nord, maar dit kan met AI versnel word.



'N Voorbeeld van AI het kuns gegenereer in die praatjie van Nord. Paneel A is die figuur wat deur AI gegenereer is.

Voordat Nord egter eerste in die poel van kunsmatige intelligensie duik, herinner Nord ons daaraan om na te dink oor 'wat ons rol in hierdie evolusie sal wees' en om te vra: 'Miskien kan ons, maar moet ons dit doen?' Die aanloklikheid van KI is sterk: dit kan ons vertel wat om te kyk, wat om te koop, hoe om medisyne doeltreffender te versprei, moontlike oplossings vir klimaatsverandering, hoe om veiliger te maak met motors wat self bestuur, en dit kan selfs kuns en speel nou speletjies. Maar ons moenie die gevare wat hierdie belofte meebring, verwaarloos nie.

Met behulp van toesig as 'n gevallestudie vir die donker kant van AI noem Nord baie voorbeelde van eties bedenklike gebruike van hierdie algoritmes: Google versamel e-posdata om advertensies te verkoop, Amazon hou mikrofone aan in sy slimtoestelle en Clearview AI wat 'n neurale gesigherkenning verkoop net opgelei deur sosiale media-data aan wetstoepassers. Hierdie algoritmes gebruik bevooroordeelde opleidingsstelle om emosies, geslag, ras, etnisiteit en meer te voorspel, alles met implikasies vir wie gesondheidsorg kry, wie in die universiteit gaan, wie tronk toe gaan en miskien selfs wie in 'n geveg sterf.

Nord doen 'n beroep op ons almal om ons verantwoordelikheid as wetenskaplikes en burgers te erken, en sê dat 'ons omgee vir metings en vooroordele in ons metings van donker materie, so waarom nie vooroordele by die gevangenes nie.' Ons moet besin oor wie se drome ons gemeenskappe waardeer en wie in die kamer is wanneer kennis geskep word en vrae gevra word. Hy verduidelik hoe wit heerskappy deurdring in ons ruimtes, insluitend ons navorsingsgemeenskappe, en dat die feit nie verdelend is nie - verdeeldheid kom uit die manier waarop ons kies om daarop te reageer. Ons moet omgee vir diversiteit in ons gemeenskappe, nie omdat dit ons produktiwiteit kwansuis verhoog nie, maar omdat dit regverdig is. Ons dra verantwoordelikheid vir die dinge wat ons skep.

Gegewe hierdie swaar feite en die dreigende oplewing van AI, wat kan ons doen om te verseker dat hierdie algoritmes regverdig en regverdig gebruik word? Nord stel voor om te lees oor die etiese en sosiale implikasies van ons werk, deur van geleerdes te leer in kritiese rasteorie, etiek, sosiale wetenskap en daarbuite. Ons moet wetenskap uitroep wat mense seermaak as ons dit sien, en pleit vir hervorming, soos om bevooroordeelde gesigsherkenning by wetstoepassing te verbied. Ons kan ook deelneem aan en ondersteun organisasies op grond van hierdie beginsels, soos die Algorithmic Justice League, die AI Now Institute, FAT / ML en die Alphabet Workers Union.

As wetenskaplikes moet ons onthou dat ons gefinansier word deur die mense wat hierdie algoritmes beïnvloed, en dat ons die manier waarop ons saamwerk, kan verander, en in die eerste plek die vraag "is ons gemeenskap gesond?" soos hy en medewerkers in die Deep Skies Lab het. Ons het die geleentheid om ons rol in die toekoms van wetenskap en KI weer voor te stel, en dit is tyd dat ons heroorweeg wie se stemme ons verhoog.

Onderhoud van Brian Nord deur Mia de los Reyes
Regstreekse twiet van die sessie deur Michael Hammer

Perskonferensie: eksoplanete en bruin dwerge (deur Ellis Avallone)

Die tweede perskonferensie van die vergadering het gehandel oor sterregenote, hoofsaaklik eksoplanete. Eerstens, Dr. David Ciardi (Caltech) het gepraat oor die dekade lange bevestiging van Kepler se tweede planeetkandidaat. KOI-5 is in die eerste tien dae van die Kepler-missie opgespoor via 'n ongerepte transito-ligkurwe. Met so 'n mooi transito-opsporing, waarom het KOI-5 so lank geneem om te bevestig? Die antwoord: dit is in 'n driestersterstelsel. Aanvanklike opvolgwaarnemings met die Keck-teleskoop op Maunakea het 'n sekondêre metgesel onthul. Toe dr. Ciardi en sy groep probeer om KOI-5 met radiale snelheid (RV) waarnemings te karakteriseer, het hulle gevind dat hierdie seine deur die sterre metgeselle oorheers word. Met die groot aantal planeetkandidate wat Kepler bespeur het, is dit nie verbasend dat KOI-5 na die agterkant gestoot is nie. 'N Dekade later is KOI-5 met TESS waargeneem, wat Dr. Ciardi teruggebring het na hierdie ontwykende planeet. Die waarneming van 'n transito met TESS, saam met nuwe RV-waarnemings, het Dr. Ciardi genoeg inligting gegee om die baan van die sekondêre ster op te los. Die aftrek van hierdie inligting van die RV-sein het die RV-sein van die planeet onthul - 'n 57 aardmassa-voorwerp. Uit hierdie tweede blik op KOI-5 het ons ook geleer dat die wentelbane van die planeet en die meestersterstelsel verkeerd in lyn is. Hierdie eens vergete planeet kan nog meer interessante inligting openbaar oor hoe planete in meestersterstelsels vorm en ontwikkel. persverklaring



Kunstenaars en weergawes van 'n 10 miljoen jaar oue sterrestelsel met 'n gasreusplaneet soos Jupiter. [NASA / JPL-Caltech / T. Pyle]

Gaan aan, Dr. Lauren Weiss , 'n postdoc aan die Universiteit van Hawaii in Mānoa, het 'n draai gemaak om oor rotsagtige planete te praat, spesifiek TOI-561b. TOI-561b is 'n 3-massa massa planeet wat oorspronklik met TESS opgespoor is en bevestig is met behulp van RV-waarnemings van Keck. Opvolgwaarnemings het getoon dat hierdie planeet se gasheerster in die dik skyf van ons Melkweg geleë is, wat daarop dui dat hierdie ster ongeveer 10 miljard jaar oud is! Hierdie bevinding dui daarop dat TOI-561b die oudste eksoplaneet is wat ons gevind het, wat toon dat rotsagtige planete al baie langer gevorm het as wat oorspronklik gedink is. Daarbenewens is dik skyfsterre baie meer metaalarm as die gasheersterre van ander rotsagtige planete, wat vrae laat ontstaan ​​rondom die sterre-eienskappe wat benodig word vir gesteentes met 'n rotsagtige planeet. In die konteks van astrobiologie bespiegel dr Weiss dat hierdie ou rotsagtige planete moontlik ons ​​beste kans sal wees om 'n intelligente lewe buite ons sonnestelsel te vind. persverklaring



Illustrasie van die planeetjag-teleskoop Kepler. [NASA / Ames-navorsingsentrum / W. Stenzel / D. Rutter]

Regstreekse twiet van die sessie deur Ellis Avallone

Helen B. Warner-prys: verborge vriende vir swaartekraggolfbronne by die harte van sterrestelsels (deur Michael Hammer)

Hierdie jaar het die AAS die Helen B. Warner-prys aan professor toegeken Smadar Naoz (Universiteit van Kalifornië, Los Angeles) vir 'haar vele bydraes tot vroeë loopbaan tot teoretiese astrofisika'. Naoz, wat ook die 2015 Annie Jump Cannon-prys ontvang het by AAS 227, het aan 'n wye verskeidenheid onderwerpe gewerk, waaronder die "vorming van die eerste sterre" en die "onverwagte orbitale eienskappe van warm Jupiters", maar sy het besluit om vandag te fokus praat slegs oor samesmeltings van swart gate en verwante bronne van gravitasiegolwe. Samesmeltings van swart gate was in die kollig in die sterrekunde sedert LIGO in 2015 die eerste opsporing van swaartekraggolwe gemaak het! Sedertdien het LIGO en Maagd gesamentlik 50+ opsporings van verskillende soorte samesmeltings gedoen. Met hierdie oorvloed aan opsporings, kan dit maklik wees om te vergeet dat ons tot 'n paar jaar gelede geen idee gehad het van hoeveel swart samesmeltings ons kan verwag nie. Teoretiese modelle het getoon dat individuele swartgatpare langer as die ouderdom van die heelal sou saamsmelt onder gewone omstandighede. As gewone samesmeltings inderdaad so stadig is, wat is dan die bronne van LIGO en Maagd se swaartekraggolfopsporings?

Dis waar Naoz tot die redding gekom het. Met haar navorsingsgroep het sy probeer om die tempo van samesmelting te bereken in onvoorwaardelike toestande, met die fokus op swartgatpare 'in die kern van sterrestelsels'. Dit is 'n uiterste plek as gevolg van (1) die veel hoër getaldigtheid van sterre, en (2) die nabygeleë supermassiewe swart gat (SMBH) in elke middel. Die hart van 'n sterrestelsel is nog ekstremer as die SMBH 'n & GT40 hellingshoek het tussen sy vlak en die baanvlak van 'n nabygeleë swartgatpaar. In hierdie geval is die SMBH in staat om die baan van die swartgatpaar drasties te verander, en dit van byna sirkelvormig na hoogs eksentriek en weer terug te draai! Hierdie herhalingsiklus word die Kozai-Lidov-meganisme genoem. Veral Naoz het die eksentrieke meganisme van Kozai-Lidov (EKL) ontwikkel, wat van toepassing is op meer realistiese gevalle waar albei swart gate in die paar massa het en hul baan nie perfek sirkelvormig is nie. Anders as die gewone Kozai-Lidov-meganisme, kan die eksentrieke Kozai-Lidov-meganisme die swartgatpaar opgewonde maak tot uiters hoë eksentrisiteite van e & GT 0,99 sodat die een die ander nader, net soos 'n komeet die Son nader. Met so 'n hoë eksentrisiteit is hierdie swart gate baie meer geneig om op tydskale te bots, selfs tot 'n paar honderd jaar, baie vinniger as die ouderdom van die heelal!



Helling (bo) en eksentrisiteit (onder) evolusie van 'n swart gatpaar naby 'n SMBH wat teen & GT40 grade geneig is. Terwyl die Kozai-Lidov-meganisme (blou) slegs swartgatpare opgewek het tot e = 0,9, kan die eksentrieke Kozai-Lidov-meganisme (rooi) swartgatpare tot e & gt 0,9999 prikkel. Sulke ekstreme eksentrisiteite laat die swart gate saamsmelt, wat swaartekraggolwe skep!

Noudat Naoz 'n manier gehad het om swart gate vinnig saam te smelt, wou sy weet hoeveel swartgatpare daar was om mee te begin, om te voorspel hoeveel gravitasiegolfgebeurtenisse LIGO per jaar kan opspoor. Naoz en haar groep het ondersoek ingestel na die tempo waarteen binêre sterstelsels in die galaktiese middel pare swartgatpare en ander kompakte voorwerpe kan vorm wat swaartekraggolwe lewer. Hulle het gevind dat die meeste binêre sterre nie swartgatpare of ander swaartekraggolfbronne sal produseer nie, omdat binaries geneig is om ongebonde te raak en te skei wanneer ander sterre verbygaan. Alhoewel die resultate wat swaartekraggolwe voortbring, minder geneig is, vind Naoz en medewerkers steeds genoeg swaartekraggolfbronne om te voorspel dat LIGO 'n paar dosyn gebeure per jaar sou kon opspoor!

Gedurende die gesprek het Naoz die bydraes van haar studente tot hierdie werk beklemtoon en veral huidige en onlangse graadstudente Sanaea Rose, Alexander Stephan en Bao-Minh Haong, sowel as Cheryl Wang, voorgraadse studente beklemtoon.

Onderhoud van Smadar Naoz deur Briley Lewis
Regstreekse twiet van die sessie deur Briley Lewis

Beroepsessie: Openbare toespraak in 'n virtuele omgewing (deur Abby Wagoner)

Kry u die hakies net voor u 'n aanbieding lewer? Klou jou hande op na die gedagte om voor jou kollegas te praat? Maak die idee van 'n virtuele aanbieding jou hare reg? As u een van hierdie vrae ja beantwoord het, is u soos byna elke ander mens op hierdie planeet. Hierdie besprekingsgebaseerde sessie, gelei deur Alaina G. Levine (Quantum Success Solutions) het 'n paar belangrike opsommings bespreek wat u moet oorweeg wanneer u 'n aanbieding hou en hoe u u senuwees kan kalmeer. Die belangrikste take-away word hieronder gelys, maar daar was een algemene sentiment wat Alaina telkens weer beklemtoon het.

'Daar is waarde in wat u te sê het.'

'U is die kundige en het die vermoë om 'n goeie spreker te wees.'

'U het iets van waarde om te deel, en u gehoor weet dit. U gehoor wil hê dat u moet slaag. '

'Daar is 'n rede waarom u die platform gekry het.'

Terwyl die zoom-chat gevul was met verhale van die hartseer van die aanbieding, herhaal Alaina hierdie frases op elke punt tydens die bespreking. Die belangrikste wegneemete uit hierdie sessie is: versterk u vertroue wanneer u 'n toespraak hou. Elke keer as ons praat, in ons alledaagse gesprekke, in groepbyeenkomste en tydens konferensies, hou ons woorde waarde. Onthou dat dit wat u te sê het, saak maak.

Ander aanbevelings sluit in:

1. Versterk u vertroue.
2. Maak kontak met u gehoor.
3. Plaas kleefbriewe op u monitor en herinner u daaraan om in die kamera te kyk, nie op die skerm nie. Dit laat die gehoor meer verbonde voel.
4. Onthou om te glimlag.
5. Hou 'n skoon en netjiese ruimte agter u.
6. Hou beligting wat u gesig omring.
7. Bied u inligting as 'n verhaal aan. U gehoor sal nie 'n figuur of tafel onthou nie, maar hulle sal 'n verhaal onthou en hoe dit hulle laat voel het.
8. Vertel jou gehoor. Vertel hulle weer. Maak 'n opsomming van wat u reeds vir hulle gesê het.
9. As iemand u onderbreek (soos 'n ongedempte luisteraar), moet u jouself onderbreek om daardie persoon te vra om op te hou om 'n onderbreking te wees.
10. Ken die hoofpunte, maar moenie u toespraak woord vir woord skryf nie.
11. Vra jouself af waarom u aanbieding van belang is vir u gehoor.
12. Besit u foute. Hulle sal gebeur. U lyk meer selfversekerd wanneer u herstel en kan voortgaan nadat u 'n fout gemaak het.
13. Beweeg jou lyf! Alaina hou haar hande in die skoot van die kamera om nie-verbale kommunikasie te handhaaf wat gewoonlik verlore gaan as zoom.
14. Voeg dramatiese pouses by.
15. Verhoog en verlaag u volume om punte te beklemtoon.
16. Vooropgeneemde gesprekke: neem dit een keer op, sodat u dit nie weer en weer opneem nie.
17. Herhaal vrae hardop.
18. Daar word nie van jou verwag om alles te weet nie. U taak is om die kennis wat u het, te kommunikeer, dus dit is goed om nie die antwoord op 'n vraag te ken nie.
19. Onthou: 'U is die kundige en het die vermoë om 'n goeie spreker te wees.'
20. Onthou: "Daar is waarde in wat u te sê het."

Loopbaansessie: Bestrydingsbedrieërsindroom (deur Abby Wagoner)

Of u dit nou besef of nie, u het waarskynlik op 'n stadium in u lewe bedrieërsindroom gevoel. Impostor-sindroom is die interne twyfel wat baie van ons voel as ons omring word deur bekwame eweknieë, die senuweeagtige gevoel wanneer ons aansoek doen vir 'n internskap of 'n toelaag wat ons nie weet of ons kan kry nie, en die algemene gevoel van bedrog. Byna almal het bedrieërsindroom ervaar, soos die onderstaande tekenprent aantoon.



Almal sukkel soms met bedrieërsindroom. [errantscience.com]

As u twyfel dat u prestasies en u eie waarde vertroebel, beveel ek dit aan om die hulpbronne in hierdie opsomming te gebruik. Ons voel almal een of ander tyd so, soos wanneer ons aansoek doen vir graadskool, van navorsingsveld verander, tydens groepvergaderings en by konferensies. Maar maak seker dat u uself herinner aan alles wat u bereik het om te wees waar u is en waarheen u op pad is. In die woorde van Alaina is die belangrikste ding wat u kan doen om "jouself en alles wat jy doen, te eer."




Inleiding

Duisende millenniums was om tyd te hou veilig in die hande van sterrekundiges, wat die hemel dopgehou het om in die samelewings se behoeftes vir tydmetings te voorsien. Hulle het die rotasie van die aarde, die maan, die son en die sterre gebruik om tyd te hou, maar hulle het natuurlik ook hul waarnemings gebruik om die heelal waarin ons leef, te bestudeer en te ondersoek. Praktiese doeleindes, veral die behoefte om te navigeer, het die kuns van tydhou in die hande van klokmakers en dus ingenieurs en fisici. Die wêreldtyd word tans gehou deur 'n stel ultra-presiese atoomhorlosies, en die verfyning en akkuraatheid van hierdie horlosies is geweldig indrukwekkend (sien ander bydraes tot hierdie aktuele versameling). Die stabiliteit van hierdie horlosies is die beste op klein tydskale. Wanneer tydstabiliteit nodig is op lang tydskale, kan (en doen) ons tyd van klok tot klok “oorgee” —of u kan terugkeer na astronomiese waarnemings. Die feit dat die aarde op 'n elliptiese baan om die son beweeg, en dus op verskillende afstande, beteken boonop dat elke klok op aarde 'n wisselende potensiaal gedurende die jaar ervaar. Dit lei tot seisoenale veranderinge in die kloktariewe wat alle horlosies op aarde gelyktydig beïnvloed. Sterrekunde kan dus 'n "onafhanklike" tydstandaard bied wat nie beïnvloed word deur die effekte op die aarde of in die sonnestelsel nie. Die sleutel om so 'n astronomiese tydstandaard te bied, is voorwerpe wat 'pulsars' genoem word. Pulsars is kompakte, sterk gemagnetiseerde roterende neutronsterre wat as 'kosmiese vuurtorings' optree terwyl hulle draai, wat 'n aantal toepassings as presisie-instrumente moontlik maak.

Hierdie bydrae beskryf pulsars, die tegniek van pulsar timing en sommige van die toepassings wat daaruit voortvloei. Hierdie toepassings kom in volle sirkel, insluitend navigasie en ook tydsbesteding. Hier konsentreer ons op eersgenoemde (sien Afdeling 2) en toepassings in fundamentele fisika, veral die opsporing van swaartekraggolwe met lae frekwensie (sien Afdeling 3). Ons merk op dat pulse aan die einde, ondanks aantreklike kenmerke van 'n pulsêre tydskaal, nie in staat sal wees om te kompeteer met die akkuraatheid en praktiese gebruik van die beste atoomhorlosies op aarde nie. Nietemin is dit die kombinasie van polshorlosies met aardse horlosies wat dit moontlik maak om 'n wye verskeidenheid fisika deur middel van klokvergelykingseksperimente te ondersoek - en die heelal waarin ons leef, wat die tradisie van sterrekundiges voortsit.

Pulsars

Pulsars word gebore in supernova-ontploffings van massiewe sterre, wat ontstaan ​​het tydens die ineenstorting van die voorvaderskern. In teenstelling met die meeste ander astrofisiese voorwerpe, straal pulse oor die hele elektromagnetiese spektrum (van radio- tot optiese, X- en gammastrale) ten koste van hul rotasie-energie, dws die pulsar draai af, terwyl rotasie-energie deur die ko roterende magnetiese veld, 'n plasmawind en breëband elektromagnetiese straling. Daardeur word alle straling aangedryf deur rotasie-energie, wat pulsars onderskei van "aanwas-aangedrewe" neutronsterre. Terwyl die magnetiese as skuins na die rotasie-as is, tree die pulsar op soos 'n kosmiese lighuis wat 'n radiopuls uitstraal wat een keer per rotasie waargeneem kan word wanneer die straal na die aarde gerig is (vgl. Fig. 1).

Kunstenaar se indruk van 'n rotasie-aangedrewe pulsar. Die gemagnetiseerde neutronster verskyn as 'n polsende bron van bestraling as die roterende emissiebundel die siglyn van die waarnemer oorsteek. Die gemiddelde van hierdie periodieke pulse van intensiteit oor baie rotasiesiklusse het 'n stabiele polsprofiel tot gevolg. Vanweë die tydsbestendigheid van die meeste pulse, kan die aankomstyd van pulse met 'n baie hoë presisie voorspel word, wat 'n noodsaaklike vereiste is vir alle toepassings gebaseer op pulserende tydsberekening. (Figuur deur M. Kramer)

Die verlies aan rotasie-energie lei tot 'n toename in rotasietydperk, (P ), beskryf deur 'n gemete ( dot

& gt0 ). As ons die ooreenstemmende energie-uitset van die dipool vergelyk met die verlieskoers in rotasie-energie, kry ons 'n skatting van die magneetveldsterkte op die pulsaroppervlak. Tipiese waardes is van orde (10 ​​^ <12> ) G, hoewel veldsterktes tot (10 ​​^ <14> ) G waargeneem is (McLaughlin et al. 2003). Millisekonde pulsars (MSP's) het laer veldsterktes in die orde van (10 ​​^ <8> ) tot (10 ​​^ <10> ) G wat blyk te wees as gevolg van hul evolusionêre geskiedenis. Die evolusie kan gevolg word deur twee parameters, die waargenome rotasie-vertraag, ( dot

), en die gevolglike evolusie in pulsarperiode, (P ). Dit word gewoonlik in 'n (logaritmiese) (P ) - ( dot) gedoen

) -diagram soos getoon in Fig. 2.

Die (P teks <--> punt

) -diagram vir die bekende pulserpopulasie. Kenmerkende ouderdom ( ( tau = P / 2 punt

)), oppervlakmagnetiese veld ( (B = 3,2 keer 10 ^ <19> sqrt<>

> ) G) en spin-down-helderheid ( ( dot= 4 pi I dot

/ P ^ <3> ), met (I ) die oomblik van traagheid) is funksies van (P ) en ( dot

) en word dus aangedui as lyne met ooreenstemmende waarde.Binêre pulse word aangedui deur a sirkel. Die onderste soliede lyn verteenwoordig die pulsêre "doodslyn" wat die "pulsar-begraafplaas" omsluit, waar daar verwag word dat pulse radio-emissie sal afskakel. Die grys gebied in die regter boonste hoek dui die streek aan waar die oppervlakmagnetiese veld die kwantumkritiese veld van (4.4 keer 10 ^ <13> ) Gauss oorskry. Vir sulke waardes verwag sommige teorieë dat radio-emissie geblus moet word om die radio-stil "magnetars" te verklaar (dws sagte-gammastraalherhalers, SGR's en abnormale röntgenpulsars, AXP's).

Die meeste bekende pulse het 'n draaiperiode tussen 0,1 en 1,0 s met periode-afgeleides van tipies ( dot

= 10 ^ <-15> ) s −1. Seleksie-effekte is slegs gedeeltelik verantwoordelik vir die beperkte aantal pulse wat bekend is met baie lang periodes, waarvan die langste periode 8,5 s was (Young et al. 1999). Die oorheersende effek is te danke aan die "dood" van pulse wanneer die verlangsaming in 'n kritieke toestand is. Dit lyk of hierdie toestand afhang van 'n kombinasie van (P ) en ( dot

) bekend as die pulserende doodlyn. Die normale lewensduur van radiopulsars is beperk tot 'n paar tien of honderde miljoen jaar.

Die beskrywe evolusie verklaar nie die meer as 200 pulse links onder in die (P teks <--> punt nie

) -diagram (Fig. 2). Hierdie pulse het gelyktydig klein tydperke (enkele millisekondes) en afgeleide klein periode ( ( dot)

le 10 ^ <-18> ) s s −1). Hierdie is gebaseer op hul evolusionêre geskiedenis en kenmerkende ouderdomme millisekonde pulsars (MSP's) is vermoedelik baie ouer as gewone pulse met ouderdomme tot ( sim 10 ^ <10> ) jr. MSP's ontwikkel van pulse met 'n binêre metgesel. Sodra die binêre metgesel ontwikkel en sy Roche-lob oorstroom, dra dit massa oor en daardeur hoekmomentum (bv. Alpar et al. 1982). In hierdie proses word voorheen 'dooie' pulse herwin na MSP's via 'n aanvaarde X-straal-binêre fase. Dit het 'n aantal waarnemingsgevolge: (a) die meeste normale pulsars ontwikkel nie in 'n MSP nie, aangesien hulle 'n moontlike metgesel lankal verloor het tydens hul gewelddadige geboortegebeurtenis (b) vir oorlewende binêre stelsels, X-straal-binêre pulsars verteenwoordig die stamvaderstelsels. vir MSP's (c) hang die finale spinperiode van herwinde pulsars af van die massa van die aanvanklike binêre metgesel. 'N Massiewe metgesel ontwikkel vinniger, wat die duur van die aanwasproses beperk (d) die meerderheid MSP's het 'n lae massa wit-dwerg-metgeselle as die oorblyfsel van die binêre ster. Hierdie stelsels ontwikkel van lae-massa X-straal-binêre stelsels (e) hoë-massa X-straal-binêre stelsels verteenwoordig die stamvaders vir dubbele neutronsterstelsels (DNS's). DNS's is skaars, aangesien hierdie stelsels 'n tweede supernova-ontploffing moet oorleef. Die resulterende MSP word slegs liggies herwin met 'n periode van tien millisekondes. Hierdie foto verduidelik die waarneming dat ( sim 80 )% van alle MSP's in 'n binêre baan is, terwyl dit slegs vir minder as 1% van die nie-herwinde populasie geld. Vir MSP's met 'n lae massa wit dwergmaat is die baan byna sirkelvormig. In die geval van DNS's word die baan beïnvloed deur die onvoorspelbare aard van die skop wat die pasgebore neutronster in die asimmetriese supernova-ontploffing van die metgesel gegee word. As die stelsel oorleef, is die resultaat gewoonlik 'n eksentrieke baan met 'n wentelbaan van 'n paar uur. Daar is egter ook bewyse vir die bestaan ​​van supernova met 'n lae skop wat DNS's met lae eksentrisiteit en relatief lae massa neutronster-metgeselle produseer (bv. Tauris et al. 2015).

Bron met die grootste geskatte magnetiese velde ( ( sim 10 ^ <15> ) G), die sogenaamde magnetars, is in die regter boonste hoek van Fig. 2. Dit lyk asof die waargenome helderheid die neutronsterre se spin-down energieverlies oorskry, wat daarop dui dat magnetare benewens die spin-down energie aangedryf word deur die omskakeling van magnetiese veldenergie sien bv. Kaspi en Kramer 2016 vir 'n vergelyking van magnetare met rotasie-aangedrewe radiopulsars). Slegs vier magnetare is as (kortstondige) radiobronne opgespoor, terwyl dit skynbaar X-straal- en gammastraalbronne is. Die langtermyn-tydsberekening is nie gereeld nie, en dit sal waarskynlik nie moontlik wees om aansoeke soos hieronder bespreek nie.

Van tydsberekening van metings van binêre MSP's (sien Afdeling 1.2), kan ons neutronstermassas meet. Dit word gevind in 'n reeks tussen ongeveer 1,2 en 2 (M _ < odot> ) (Özel en Freire 2016 Antoniadis et al. 2016) met die maksimum massa (Antoniadis et al. 2013) wat die sagste vergelyking van- sate (Demorest et al. 2010). Die MSP-massaverdeling is sterk asimmetries. Die verskeidenheid in spin- en orbitale eienskappe van hoë-massa NS's dui daarop dat dit heel waarskynlik nie die gevolg is van die herwinningsproses nie, maar eerder die verskille in die NS-geboortemassas weerspieël. Die asimmetrie word die beste bereken deur 'n bimodale verdeling met 'n lae massa komponent gesentreer op (1.39M _ < odot> ) en 'n hoë massa komponent met 'n gemiddelde van (1.81M _ < odot> ) (Antoniadis et 2016). Hierdie staatsvergelykings lewer radiusse wat nie te veel verskil van die heel eerste berekeninge deur Oppenheimer en Volkoff (1939) nie, dws ongeveer 20 km in deursnee, en stem ooreen met die uitstralingsstrale vir swartliggaam wat bepaal is deur X-straalwaarnemings (Özel en Freire 2016 ). Dit maak neutronsterre die mees kompakte voorwerpe in die waarneembare heelal.

Pulsar-tydsberekening: Pulsars as horlosies

Die basiese beginsel van pulsar-tydsberekening is die meting van 'n 'tyd van aankoms' (TOA) van pulse en hul identifikasie met 'n spesifieke rotasienommer van die neutronster (vgl. Fig. 3). Die doel is om 'n "samehangende tydoplossing" te verkry, waar die term "samehangend" verwys na 'n volledige beskrywing van die rotasiefase. Die eksperiment word baie keer herhaal en die gemete TOA's word met die voorspelling van die tydoplossing vergelyk. Afwykings gemeet as tydsresterings word geminimaliseer deur die aanpassing van die tydsberekeningparameters. Uiteindelik is die onsekerheid in die rotasiemodel so klein dat daar nie net rotasie tussen waarnemings gemis of verkeerd gemerk word nie, maar ook sodanig dat die tydsberekeningmodel in staat is om die aankomstyd tot mikrosekonde presisie of beter te voorspel vir waarnemings dekades in die toekoms. Dit is ten minste die geval in die afwesigheid van 'n 'timing noise' (sien hieronder) en dus vir die oorgrote meerderheid millisekonde pulse.

Tipiese pulsar-opsporingsketting. Die polsstrale vee oor die radioantenne. Radioseine word opgeneem en geanaliseer om 'n gemiddelde polsprofiel te lewer. Die verwerking van data behels die verwydering van verspreidingseffekte wat veroorsaak word deur die interstellêre medium ("de-dispersie"), regstelling vir die posisie en behoorlike beweging van die sterrewag ("barycenter-regstelling") en samehangende vou van baie pulse. Die tyd van aankoms (TOA) van die polspiek word gemeet aan 'n verwysingsklok. (Figuur aangepas uit D. Lorimer)

Radiopulsars is gewoonlik te swak om in hul enkele pulse opgespoor te word, sodat eers 'n gemiddelde pols gevorm moet word om die sein-ruis-verhouding te verhoog. Enkele pulse verskil ook gewoonlik in vorm, intensiteit en presiese polsfase (sien Fig. 1), maar kom binne 'n goed gedefinieerde venster voor deur die gemiddelde polsvorm. Daarom kan die gebruik van 'n gemiddelde pols ook die tydsberekening verbeter en die gebruik van 'n tegniek, bekend as sjabloonaanpassing, verbeter. Met die gemiddelde pulsvorm wat na verwagting konstant is tussen waarnemings, kan 'n mens die gemete pulsvorm vergelyk met 'n hoë sein-tot-ruis-"sjabloon" wat verkry is deur die toevoeging van baie vroeëre waarnemings deur 'n kruiskorrelasie te gebruik. Gestel dat die profiel wat diskreet gekies is, ( mathscr

(t) ), is 'n skaal en verskuifde weergawe van die sjabloon, ( mathscr (t) ), met bykomende geraas, ( mathscr (t) ), kan ons skryf

waar (a ) 'n arbitrêre verrekening is en (b ) 'n skaalfaktor. Die tydsverskuiwing tussen die profiel en die sjabloon, ( tau ), lewer die TOA relatief tot 'n fidusiële punt van die sjabloon en die begintyd van die waarneming (Taylor 1992). Daarom word die TOA hierdeur gedefinieer as die aankomstyd van die naaste pols tot die middelpunt van die waarneming. Die onsekerheid van 'n TOA-meting, ( sigma _ < mathrm> ) verbeter met die sein-ruis-verhouding (dus die grootte van die gebruikte teleskoop) en die skerpte van die polsfunksies, aangesien dit 'n meer presiese kruiskorrelasie-resultaat moontlik maak. Vir MSP's kan 'n paar duisend pulse maklik binne enkele minute waarnemingstyd bygevoeg word. Dit lei gewoonlik tot uiters stabiele profiele. Benewens hul hoër rotasiestabiliteit en kortdurende pulse, is dit 'n belangrike faktor in die verklaring van die superieure tydsbestendigheid van MSP's in vergelyking met normale pulse.

Deur die aankomstyd van die pulsêre seine baie presies te meet, kan ons effekte bestudeer wat die voortplanting van die pulse in vier-dimensionele ruimtetyd bepaal. Soos aangedui, is die doel om die rotasiegetal van 'n waargenome pols te bepaal, getel vanaf 'n verwysingsepog, (t_ <0> ). Ons kan skryf

waar (N_ <0> ) onderskeidelik die polsgetal en ( nu_ <0> ) die draai-frekwensie op die verwysingstyd is. Terwyl 'n tweede afgeleide, ( ddot < nu> ), vir die meeste MSP's gewoonlik te klein is om gemeet te word, verwag ons dat ( nu ) en ( dot < nu> ) verband hou via die fisika van die remproses,

Vir magnetiese dipool rem remindeks neem die waarde (n = 3 ). As ( nu ) en die afgeleides daarvan akkuraat bekend is en as (t_ <0> ) saamval met die koms van 'n pols, moet al die volgende pulse teen heelgetalle van (N ) verskyn - as dit in 'n traagheidsverwysingsraamwerk. Ons waarnemingsraamwerk is egter nie traag nie, aangesien ons teleskope gebruik wat op 'n roterende aarde geleë is wat om die son wentel. Daarom moet ons die polsslag van aankoms (TOA's), gemeet met die sterrewag, oordra (toposentriese aankomstye) na die massamiddelpunt van die sonnestelsel as die beste benadering tot die beskikbare traagheidsraamwerk. Die transformasie van 'n toposentriese TOA na sodanige barsentriese aankomstye, (t _ < mathrm> ), word gegee deur

waar DM die sogenaamde dispersiemaatstaf is, wat die geïntegreerde baanlengte van vry elektron langs die siglyn voorstel, en (f _ < mathrm> ) is die waarnemende radiofrekwensie (sien hieronder). Ons het die transformasie in drie lyne verdeel. Die eerste twee reëls geld vir elke pulser, terwyl die derde reël slegs van toepassing is op binêre pulser.

Klok- en frekwensie-regstellings

Die observatoriumtyd word gewoonlik gehandhaaf deur plaaslike waterstofmaser-horlosies wat deur GPS-seine gemonitor word. In 'n proses met 'n aantal stappe, klokregstellings, (t _ < mathrm> ), word terugwerkend op die aankomstye toegepas om dit oor te dra na 'n uniforme atoomtyd ("Terrestrial Time", of TT) wat deur 'n ideale atoomklok op die geoïed gehou sal word. Dit word terugwerkend deur die Bureau International des Poids et Mesures (BIPM).

Die vrye elektrone in die interstellêre medium is in wisselwerking met die voortplantingsradiosein, wat 'n frekwensie-afhanklike groepsnelheid veroorsaak. Gevolglik het die frekwensie-komponente van die breëbandpuls sein 'n hoër radiofrekwensie uitgestuur (f _ < mathrm> ) kom vroeër aan as die ooreenstemmende lae frekwensie komponente. As gevolg van hierdie verspreiding hang die gemete aankomstyd af van die waarnemingsfrekwensie, (f _ < mathrm> ) en die dispersiemaatstaf (DM). Die TOA word dus reggestel vir 'n polsslag op 'n oneindige hoë frekwensie (laaste kwartaal in Vgl. (4)). Vir die beste pulsars, is die beperkende faktor in die akkurate tydsberekening dikwels 'interstellêre weer' wat klein veranderinge in die DM veroorsaak en dus die variërende tydsveranderings in die TOA's. In hierdie gevalle word die bostaande term byvoorbeeld uitgebrei tot tyd-afgeleides van DM wat met behulp van multifrekwensie-waarnemings gemeet kan word.

Barsentriese regstellings

Die Roemer vertraging, ( Delta_ < mathrm odot> ), is die klassieke reistyd tussen die fasesentrum van die teleskoop en die sonnestelsel barycenter (SSB). Gegee 'n eenheidsvektor, ( hat), wys vanaf die SSB na die posisie van die pulsar en die vektor wat die SSB verbind met die sterrewag, ( vec) , ons vind:

Hier is (c ) die snelheid van die lig en ons het split ( vec) in twee dele. Die vektor ( vec_ < mathrm> ) wys vanaf die SSB na die middelpunt van die Aarde (geosentrum). Berekening van hierdie vektor vereis akkurate kennis van die liggings van alle hoofliggame in die sonnestelsel en gebruik sonnestelsel efemeriede. Die tweede vektor ( vec_ < mathrm> ), verbind die geosentrum met die fasesentrum van die teleskoop. Om hierdie vektor akkuraat te kan bereken, moet die nie-eenvormige rotasie van die aarde in ag geneem word, sodat die regte relatiewe posisie van die sterrewag afgelei word.

Die Shapiro vertraging, ( Delta_ < mathrm odot> ), is 'n relativistiese regstelling wat korrigeer vir 'n ekstra vertraging as gevolg van die kromming van ruimtetyd in die sonnestelsel (Shapiro 1964). Dit is die grootste vir 'n sein wat die son se ledemaat ( ( sim 120 ) μs verbysteek), terwyl Jupiter soveel as 200 ns kan bydra. In beginsel moet 'n mens alle liggame in die sonnestelsel saamvat, maar in die praktyk word net die son gewoonlik in ag geneem.

Die laaste kwartaal in Vgl. (5), ( Delta_ < mathrm odot> ), word genoem Einstein vertraging en dit beskryf die gekombineerde effek van swaartekrag-rooi verskuiwing en tydverwyding as gevolg van beweging van die Aarde en ander liggame, met inagneming van die variasie van 'n atoomklok op Aarde in die wisselende swaartekragpotensiaal as dit sy elliptiese baan om die son volg (Backer en Hellings 1986).

Relatiewe beweging en amp Shklovskii-effek

As die pulsar relatief tot die SSB beweeg, is die dwarskomponent van die snelheid, (v_), kan gemeet word as die vektor ( hat) in Vgl. (7) verander met die tyd. Die presiese presisie van vandag is nie voldoende om 'n radiale beweging te meet nie, hoewel dit teoreties moontlik is. Dit laat Doppler-regstellings vir waargenome periodes, massas ensovoorts onbepaald. Die situasie verander as die pulsar 'n opties opspoorbare metgesel het, soos 'n wit dwerg waarvoor Doppler verskuif kan word vanuit optiese spektra.

'N Ander effek wat voortspruit uit 'n dwarsbeweging is die Shklovskii-effek, ook in die klassieke sterrekunde bekend as sekulêre versnelling. Met die pulsarbeweging neem die geprojekteerde afstand van die pulsar tot die SSB toe, wat lei tot 'n toename in enige waargenome verandering in periodisiteit, soos pulsar spin-down of orbitale verval. Die waargenome afgeleide polsperiode word byvoorbeeld oor die intrinsieke waarde verhoog

Vir MSP's waar ( dot

_ < mathrm> ) klein is, kan 'n beduidende fraksie van die waargenome periodeverandering te wyte wees aan die Shklovskii-effek.

Binêre pulse

Vergelyking (4) - (5) word gebruik om die gemete TOA's na die SSB oor te dra. As die pulsar 'n binaire metgesel het, moet die lig-reistyd oor die baan en verdere relativistiese effekte in ag geneem word (sien Vgl. (6)). Dit voeg addisionele wentelbaanparameters by die stel tydsberekeningparameters wat tydens die tydsberekeningproses opgelos moet word (sien hieronder). In die eenvoudigste geval moet vyf Kepleriaanse parameters bepaal word, dit wil sê omlooptyd, (P _ < mathrm> ) die geprojekteerde semi-hoofas van die baan, (x equiv a sin i ) waar (i ) die (gewoonlik onbekende) wentelhoekshelling van die orbitale eksentrisiteit is, (e ) die lengte van periastron, ( omega ) en die tyd van periastron-deurgang, (T_ <0> ). Vir 'n aantal binêre stelsels is hierdie Kepleriaanse beskrywing van die baan onvoldoende en moet regstellings aangebring word. Dit kan of afgeleides van Kepleriaanse parameters wees, of parameters wat heeltemal nuwe effekte beskryf (byvoorbeeld dié van 'n Shapiro-vertraging as gevolg van geboë ruimtetyd naby die metgesel). In elk geval is dit belangrik om daarop te let dat ons nie 'n spesifieke teorie van swaartekrag hoef te aanvaar wanneer sulke relatiewe relativerings reggestel word nie, wat 'post-Kepleriaanse' (PK) parameters genoem word (Damour en Deruelle 1985 Damour en Deruelle 1986). In plaas daarvan kan ons die waarnemingswaardes neem en dit vergelyk met voorspellings binne 'n raamwerk van spesifieke gravitasieteorieë (Damour en Taylor 1992).

In GR word die vyf belangrikste PK-parameters gegee deur die onderstaande uitdrukkings (Robertson 1938 Blandford en Teukolsky 1976 Damour en Deruelle 1986 Peters 1964).




BEELDE



Messier 1 (krapnevel) gefotografeer deur High Energy Focusing Telescope (HEFT), NASA se wetenskaplike ballonvaartprogram. Beeld: CM Hubert Chen, Fiona A. Harrison, hoofondersoeker, Caltech Charles J. Hailey, Columbia-hoof, Columbia, Finn E. Christensen, DSRI-hoof, DSRI, William W. Craig, optiese wetenskaplike, LLNL, Stephen M. Schindler, Projekbestuurder, Caltech



Hierdie foto toon 'n drie-kleur samestelling van die bekende Crab Nebula (ook bekend as Messier 1), soos opgemerk met die FORS2-instrument in die beeldvormingsmodus in die oggend van 10 November 1999. Dit is die oorblyfsel van 'n supernova-ontploffing by 'n afstand van ongeveer 6 000 ligjare, byna 1 000 jaar gelede waargeneem, in die jaar 1054. Dit bevat 'n neutronster naby sy middelpunt wat 30 keer per sekonde om sy as draai (sien hieronder). In hierdie prentjie word die groen lig hoofsaaklik geproduseer deur waterstofemissie van materiaal wat deur die ster wat ontplof het, uitgegooi is. Die blou lig word hoofsaaklik uitgestraal deur baie energie (& # 8220relativistiese & # 8221) elektrone wat in 'n grootskaalse magnetiese veld (sogenaamde syncrotron-emissie) draai. Daar word geglo dat hierdie elektrone voortdurend versnel en uitgegooi word deur die vinnig draaiende neutronster in die middel van die newel en wat die oorblywende kern van die ontplofte ster is. Hierdie pulsar is geïdentifiseer met die onderste / regterkant van die twee sterre naby die geometriese middelpunt van die newel, direk links van die klein boogagtige funksie, wat die beste gesien kan word in ESO Press Photo eso9948. Tegniese inligting: ESO Press Photo eso9948 is gebaseer op 'n samestelling van drie beelde wat deur drie verskillende optiese filters geneem is: B (429 nm FWHM 88 nm 5 min hier weergegee as blou), R (657 nm FWHM 150 nm 1 min groen) en S II (673 nm FWHM 6 nm 5 min rooi) gedurende periodes van onderskeidelik 0,65 boogsek (R, S II) en 0,80 (B) sien. Die veld getoon is 6,8 x 6,8 boogmin en die beelde is opgeneem in rame van 2048 x 2048 pixels, wat elk 0,2 boogsek meet. Noord is bo Oost is links. Beeld: ESO



Hierdie beeld van die Crab kombineer data van drie van die NASA se Great Observatories. X-strale van Chandra (blou) is gekombineer met optiese beelde van Hubble (rooi en geel) sowel as infrarooi data van Spitzer (pers). Saam bied hierdie drie teleskope 'n treffende blik op hierdie beroemde kosmiese bron. Beeld: Joseph DePasquale, Chandra X-Ray Observatory

Sigbare lig:



Krabnevel in sigbare lig geneem deur die optiese teleskoop Hale Observatory in 1959. Afbeelding: NASA Marshall Space Flight Center (NASA-MSFC)



In die krapnevel, 'n vinnig roterende neutronster, of pulsar (wit punt naby die middel), dryf Chandra die dramatiese aktiwiteit aan. Die binneste X-straalring word beskou as 'n skokgolf wat die grens tussen die omliggende newel en die vloei van materie en antimaterie deeltjies uit die pulsar aandui. Energieke deeltjies beweeg na buite om die buitenste ring te verhelder en 'n uitgebreide X-straalgloed te gee. Die strale loodreg op die ring is te wyte aan materie en antimaterie deeltjies wat uit die pole van die pulsar uitspuit. Die vingers, lusse en baaie wat aan die buitegrens van die newel sigbaar is, word waarskynlik veroorsaak deur die opsluiting van die hoë-energie deeltjies deur magnetiese kragte.
Skepper / fotograaf: Chandra X-ray Observatory
Die Chandra X-ray Observatory, wat op 23 Julie 1999 deur Space Shuttle Columbia gelanseer en ontplooi is, is die mees gesofistikeerde X-straal-sterrewag wat tot dusver gebou is. Die spieëls op Chandra is die grootste, presies gevormde en uitlynste, en gladste spieëls wat ooit gemaak is. Chandra help wetenskaplikes om die warm, onstuimige streke van die ruimte beter te verstaan ​​en fundamentele vrae oor die oorsprong, evolusie en die bestemming van die heelal te beantwoord. Die beelde wat Chandra maak, is vyf-en-twintig keer skerper as die beste vorige X-straalteleskoop. Die Smithsonian Astrophysical Observatory beheer die Chandra-wetenskap en -vlug vanaf die Chandra X-straalsentrum in Cambridge, Massachusetts.
Medium: Chandra-teleskoop X-straal
Datum: 2008
Beeld: NASA, CXC, SAO, F.Seward et al.



Die krapnevel is die verpletterde oorblyfsel van 'n massiewe ster wat sy lewe in 'n massiewe supernova-ontploffing beëindig het. Byna duisend jaar oud is die supernova in die sterrebeeld Taurus in die jaar 1054 nC opgemerk. Hierdie siening van die supernova-oorblyfsel wat deur die Spitzer-ruimteteleskoop verkry is, toon die infrarooi aansig van hierdie komplekse voorwerp. Die blou streek volg die wolk van energieke elektrone wat in die ster se magneetveld vasgevang is, wat sogenaamde & # 8220synchrotron & # 8221 -straling uitstraal. Die geelrooi kenmerke volg die bekende filamentstrukture wat deur hierdie newel deurdring. Alhoewel daar bekend is dat dit warm gasse bevat, is die presiese aard daarvan nog steeds 'n raaisel wat sterrekundiges ondersoek. Die energieke wolk van elektrone word aangedryf deur 'n vinnig roterende neutronster, of pulser, in sy kern. Die newel is ongeveer 6 500 ligjare van die aarde af en is 5 ligjaar breed. Hierdie valskleurbeeld bied beelde van Spitzer & # 8217s Infrared Array Camera (IRAC) en Multiband Imaging Photometer (MIPS) op 3,6 (blou), 8,0 (groen), 24 (rooi) mikron. Beeld: NASA, JPL-Caltech, R. Gehrz (Universiteit van Minnesota)




Kyk die video: Two Black Holes Seen Gulping Their Neutron Star Companions! (Desember 2024).