Sterrekunde

Is daar bewyse van super-swaar elemente in die röntgen- en gammastraal-spektrum van neutronsterre?

Is daar bewyse van super-swaar elemente in die röntgen- en gammastraal-spektrum van neutronsterre?


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.

Dit val my op dat gravitasiedruk tussen die oppervlak en die binnekant van neutronsterre super-swaar elemente kan produseer en dat handtekeninge van sulke elemente in die ster se spektrum waarneembaar kan wees.


Die korse van neutronsterre bevat 'super-swaar' neutronryke kerne. Dit is 'n onvermydelike gevolg van die hoë digtheidsmateriaal, die gepaardgaande ontaarde elektrone (die blok $ beta $-verval) en wat ons van kernfisika weet.

Die enigste dinge wat egter bydra tot die waarneembare spektrum van 'n neutronster, is materiale binne enkele cm van die neutronsteroppervlak. Daar word verwag dat dit gemaak sal word van hoogs geïoniseerde "ysterpiek" kerne (Fe, Co, Mn ens.) En miskien waterstof en helium wat van die interstellêre medium afkomstig is.

Die 'super-swaar elemente' sal eers teenwoordig wees as die digthede baie hoër is as in die oppervlaklae. In 'n lae digtheidsmateriaal sal hierdie eksotiese kerne eenvoudig 'n reeks ondergaan $ alpha $ en $ beta $ verval of selfs splitsing. In materiale met hoë digtheid kan die elektron Fermi-energie die maksimum moontlike vervalenergie van enige beta-elektron oorskry en die vervalproses bevorder.

bv. Vir 'n oppervlakdigtheid van orde $10^{9}$ kg / m$^{3}$ (op daardie stadium word niks baie eksoties geskep nie), die elektrongetaldigtheid sal ongeveer wees $ 3 keer 10 ^ {35} $ m$^{-3}$. Sagte X-strale wat by $10^{6}$K, sal Thomson verstrooi word met 'n gemiddelde vrye pad van $ 1 / n_e sigma sim 50 $ nm. Geen (gedetailleerde) inligting oor die interieur kan in sulke omstandighede na vore kom nie.


Is daar bewyse van super-swaar elemente in die röntgen- en gammastraal-spektrum van neutronsterre? - Sterrekunde

2 - 170 Angstroms, en is 'n kragtige instrument om warm plasmas in 'n verskeidenheid astrofisiese omgewings te bestudeer, van sterrekoronae tot trosse sterrestelsels. Hier word verslag gedoen oor die status van hierdie instrument en 'n paar wetenskaplike resultate wat hiermee verkry is, beskryf.

keV hoofsaaklik as gevolg van die bestaan ​​van sterk lyne in die ACIS-kalibrasiebron in daardie energiebestek. Die kalibrasie by energie onder 1,5 keV is uitdagend vanweë die gebrek aan sterk lyne in die kalibrasiebron en ook vanweë die inherente nie-lineêre afhanklikheid van energie van die CTI en die absorpsie deur die besoedelingslaag. Ons gebruik data van hemelse bronne met relatief eenvoudige spektra om die kwaliteit van die kalibrasie onder 1,5 keV te bepaal. Ons het waarnemings van 1E0102.2-7219 (die helderste supernova-oorblyfsel in die SMC), PKS2155-304 ('n helder baadjie) en die pulserende PSR gebruik.

0656 + 14 (nabygeleë pulsar met 'n sagte spektrum), aangesien die spektra van hierdie voorwerpe goed gekenmerk is deur die roosters op die CXO. Die ontleding van hierdie waarnemings toon aan dat die CTI-korreksie 'n beduidende fraksie van die spektrale resolusie van die FI CCD's herwin, en die modelle van die tydafhanklike absorpsie lei tot konstante metings van die vloed by lae energie vir data vanaf 'n BI (S3) CCD .

300-3000) terwyl 'n breë energieband (0,25-60 keV) bedek word. Deur die teleskoopopening te vergroot en doeltreffende spektrometers te gebruik, bereik die missie 'n faktor van 25-100 verhoogde sensitiwiteit ten opsigte van huidige hoëresolusie-röntgen-spektroskopie-missies. Constellation-X is die X-straal-astronomie-ekwivalent van groot optiese teleskope op die grond, soos die Keck en die VLT, wat die hoë ruimtelike resolusie-vermoëns van Chandra aanvul. Belangrike tegnologieë wat vir die missie ontwikkel word, sluit in liggewig X-straal-optika met hoë deurset, meerlaaglaagbedekkings om die harde X-straalprestasie van X-straal-optika te verbeter, mikro-kalorimeter-spektrometer-skikkings, lae krag- en lae gewig CCD-skikkings, liggewigroosters en harde X-straalverklikkers. Constellation-X sal vir die eerste keer hoë resolusie X-straalspektroskopie van flou X-straalbronpopulasies 'n saak van roetine maak. Met sy verhoogde vermoëns sal Constellation-X aandag gee aan baie fundamentele astrofisika-vrae, soos om die vorming en evolusie van sterrestelsels, die Baryon-inhoud van die heelal te beperk, die effekte van sterk swaartekrag naby die horison van swart gate te waarneem en hierdie effekte om die swartgat-rotasie te bepaal. Die Constellation-X-missie is sterk bekragtig in twee onlangse verslae van die National Academy of Sciences: die Astronomy and Astrophysics Survey en die Committee on the Physics of the Universe.

0,05 m Krap, dit sal die ROSAT sagte x-straal en voorgestelde ROSITA medium x-straalopnames in die harde x-straalband uitbrei en identifisering en bestudering van bronne moontlik maak

10-20X swakker as met die

15-100keV-opname beplan vir die komende Swift-missie. By

1m Krapgevoeligheid is 300 keer meer as in die enigste vorige opname vir alle hemelruimtes. EXIST sal aandag gee aan 'n wye verskeidenheid belangrike wetenskaplike doelstellings: van verduisterde AGN en opnames vir swart gate op alle skale, wat die geskiedenis van die heelal beperk, tot die hoogste sensitiwiteits- en resolusiestudies van gammastralings wat dit as die volgende sal uitvoer. Generasie Gamma-Ray Burst missie. Ons som die wetenskapsdoelstellings en missiedrywers op, en die resultate van 'n missie-ontwerpstudie vir implementering as 'n gratis flyer-missie, met die bekendstelling van Delta IV. Belangrike kwessies wat die teleskoop en detektorontwerp beïnvloed, word bespreek, en 'n opsomming van sommige van die huidige ontwerpkonsepte wat ter ondersteuning van EXIST bestudeer word, word aangebied vir die wye veldopname-beeldvorming, maar met 'n hoë resolutokode, en 'n baie groot oppervlakte verskeidenheid beeldvormende CZT-detektore. Algehele missie-ontwerp word saamgevat, en die tegnologie-ontwikkelingsbehoeftes en 'n ontwikkelingsprogram word uiteengesit wat die bekendstelling van EXIST teen die einde van die dekade moontlik sal maak, soos aanbeveel deur die NAS / NRC Decadal Survey.

6000. Hierdie resolusie is fisika-gedrewe, aangesien dit die termiese breedte van koronale X-straallyne kan meet, en astrofisika-gedrewe, aangesien 50 km / s interne sterrestelselbewegings en sterrestelselbewegings binne groter strukture oplos. So 'n missie kan klein wees en vinnig reageer sodat ons 'die heelal kan X-straal' deur die nasleep van gammastraalbarstings (GRB's) as sterk agtergrondbronne van X-strale te gebruik, en sodoende die 'Kosmiese web' te verlig. Daar word voorspel dat die Cosmic Web die meeste normale materie (barione) in die nabygeleë Heelal bevat.

500 lyne / mm) met lyne loodreg op die invallingsvlak, en versprei dus x-strale in die vlak. Hierdie meetkunde is soortgelyk aan die weerkaatsingsspektrometer wat tydens die X-straalspieël (XMM) -missie gevlieg word. Roosters buite die vlakke, of koniese, vereis veel hoër digtheidslyne (> 5000 lyne / mm) met lyne parallel aan die invalsvlak, en versprei sodoende x-strale loodreg op die vlak. Albei soorte bied unieke uitdagings en voordele en is onder intensiewe ontwikkeling. In beide gevalle word roostervlak en monteringstoleransies egter aangedryf deur die doelwitte van die missie met die hoë spektrale resolusie en die relatief swak resolusie van die Wolter-folieoptika van die Spectroscopy X-ray Telescope (SXT) wat saam met die RGS gebruik word. Om 'n hoë spektrale resolusie te behaal, benodig albei geometrieë oor die algemeen ligte roostersubstrate met 'n boogsekonde vlakheid en monteringstoleransies. Dit impliseer submikron akkuraatheid en presisie wat verder strek as wat bereik is met vorige foelie-optiese stelsels. Hier bied ons 'n vorderingsverslag aan van tegnologie-ontwikkeling vir die presiese vorming, montering en metrologie van dun, plat rooster-substrate.

5000 behaal kan word. Die ontwerp bereik die missiedoelwit vir deurset en kan ook die monteringstoleransies aansienlik verlaag. Gedetailleerde straalopsporing en prestasiebeoordeling van 'n strooipopkonfigurasie is ingesluit.

150 - 170 keV. Ons het die harde X-straal-reflektansie gemodelleer deur gebruik te maak van nuut afgeleide optiese konstantes, wat ons bepaal het uit weerkaatsing-teen-invalshoekmetings wat ook met behulp van synchrotronstraling gemaak is, in die reeks E = 120 - 180 keV. Ons beskryf ons eksperimentele ondersoek breedvoerig, vergelyk die nuwe W / SiC multilayer met beide W / Si en W / B4C-films wat voorheen bestudeer is, en bespreek die belangrikheid van hierdie resultate met betrekking tot die uiteindelike ontwikkeling van 'n harde X-straalkernteleskoop.

m lange spoor vir die verklikkerstadium en twee posisies van die teleskoopstadium bied brandpuntlengtes van 4,5 tot 12 m, terwyl die vorige stelsel 4,5 of 4,75 m se brandpuntlengte kan akkommodeer. Die voorlopige prestasie van hierdie stelsel word in hierdie vraestel saamgevat. Vir die post-Astro-EII-satelliet, 'n harde X-straal-multi-laag superspieël met 'n ongekende sensitiwiteit tot 80

keV word sterk verwag. Hierdie balkfasiliteit is van belang omdat die harde X-straalspieëls altyd 'n lang brandpuntlengte van 8-12 m benodig as gevolg van die klein weerkaatsingshoek (ongeveer 0,3 grade). Die brandpunt en deursnee van toekomstige teleskope word altyd bepaal deur die randvoorwaardes van die missie op die laaste oomblik van die ontwerpvries. Ons nuwe röntgenstraalfasiliteit is ontwerp om by enige soort X-straalteleskoopparameters te pas.

10%, wat dieselfde is as die straalspoor-simulasies. As geheel verminder EM-voorkollimator dwaallig tot slegs 27%

10% afname van die XRT F.O.V.

Uiteindelik word 100x XMM beoog. Met 'n brandpuntlengte van 50m is die plaatskaal van die optiek 6,5x die van XMM, wat die gebruik van bestaande fokusvlaktegnologie die effektiewe gesigsveld tot enkele boogminute sal verminder. Kryogene instrumentasie, met 'n paar detektorgroottes van enkele mm, kan slegs gebruik word vir smal veldstudies van teikenvoorwerpe, en 'n wye veldinstrument word oorweeg met behulp van 'n DEPFET-pixelreeks om 'n deursnee van 5 boogminute uit te beeld, wat 'n verskeidenheid dimensies benodig 70mm. Aangesien die nuttige gesigsveld van die XEUS-optiek tot 'n deursnee van 30 boogminute sal strek, kan die potensiaal van die optiek baie onderbenut word. Hier stel ons 'n uitbreiding op die breëveldbeeldbeeld, die E-WFI, voor wat bestaan ​​uit 'n ring skikking van CCD's wat die dekking van die fokusvlak sal vergroot en die ernstige wetenskap as gevolg van die missie aansienlik sal verhoog. Hier beskryf ons die eerste ontwerpkonsep vir die E-WFI en bespreek ons ​​die tegniese vooruitgang in MOS CCD-tegnologie wat die wetenskap van die missie sal verbeter.

2 keV is ook wenslik. In hierdie referaat beskryf ons die gewenste kenmerke van die detektorprestasie, en rapporteer ons oor die status van ons ontwikkelingspoging. In die besonder bied ons resultate aan van 'n aangepaste VLSI-weergawe met 1152 kanale wat ontwerp is om uitstekende spektrale resolusie en goeie beeldvertoning in die 5 - 100 te behaal.

5 × 10 -3 tel cm -2 s -1 keV -1 by 100 keV en het 'n kragwetindeks van

2 by hgih energieë. Die eV Products-detektor het 'n soortgelyke spektrum, hoewel daar meer onsekerheid in die regieskaal is as gevolg van kalibrasiekomplikasies.

80 keV), is die grofheid van die oppervlak 'n ernstige probleem. In praktiese gebruik moet die ru-oppervlak kleiner as 0,3 nm wees. In ons ballon-eksperiment is die gemiddelde grofheid van die superspieël tussen 0,38 nm. Ons probeer die grofheid van die koppelvlak van platina-koolstof meerlaag met ioonstraalverstopping verbeter.

(Monitor of All-sky X-ray Image) CCD-kamera met die naam SSC wat volgens plan volgens die Internasionale Ruimtestasie moet wees

(ISS) in 2005. Dit bestaan ​​uit 1024 × 1024 pixels met 'n vierkant van 24 & # 956m. Dit is toegerus met 'n 'kerfstruktuur' in die middel van die pixel sodat dit ontwerp is om hard te wees. 'N Mesh-eksperiment is tot dusver die enigste praktiese tegniek om die CCD-respons met subpixel-resolusie te bestudeer. Die gaas is gemaak van goud met 'n dikte van 10 en mamma met baie gate van 2 & # 956m in deursnee. Die protonstraal word beheer sodat die proton wat deur die maasgat beweeg, in die CCD-chip kan binnedring en skade naby die begrawe kanaal binne laat.

150, keV aangesien protone met lae energie hul energie hoofsaaklik by die ladingoordragkanaal vrystel, wat 'n afname in die ladingoordragdoeltreffendheid tot gevolg het. Ons het dus gefokus op die lae-energie protone in ons eksperimente. 'N 171 keV tot 3,91 MeV protonstraal is bestraal na 'n gegewe toestel. Ons het die agteruitgang van die ladingoordrag-ondoeltreffendheid (CTI) en donkerstroom gemeet as 'n funksie van inkrementele vloei. 'N 292 keV protonstraal het die CTI ernstig afgebreek. Met inagneming van die proton-energie-afhanklikheid van die CTI, het ons bevestig dat die oordragkanaal die laagste stralingstoleransie het. Aan die ander kant het donker stroom toegeneem na protonbestraling vir alle energieë behalwe 171 keV. Ons het ook die verskillende apparaatargitekture ontwikkel om die bestralingskade in 'n baan te verminder. Ons het toe die ruimtelike verspreiding van die lae-energie protone in die baan van die ISS ondersoek. Ons het gevind dat hul digtheid 'n hoogtepunt van ongeveer 1 het

-55 & deg onafhanklik van die houding. Die piekwaarde is ongeveer twee so groot soos die by die Suid-Atlantiese Anomalie. Met inagneming van die nuwe anomalie en baan van die ISS, het ons die laadoordrag-ondoeltreffendheid van MAXI CCD's geskat op 1,1 en keer 10 -5 per oordrag na twee jaar se lewensduur, in die slegter geval as die hoogste bestralingstolerante toestel is in diens geneem. Hierdie waarde is baie goed binne die vereiste en ons het die hoë bestralingstoleransie van MAXI CCD's bevestig.

20 MeV tot meer as 300 GeV, en (2) die GLAST Burst Monitor (GBM), sensitief vir kortstondige sarsies van 10 keV tot 25 MeV. Die GBM word elders in hierdie verrigtinge beskryf deur Lichti, et al. Die LAT, 'n teleskoop vir paaromskakeling, word ontwikkel deur 'n internasionale samewerking van die Verenigde State, Frankryk, Italië, Japan en Swede. Dit sal meer as 40 keer beter wees as die van EGRET. In hierdie artikel word die LAT-instrument, die verwagte prestasie en die huidige stand van ontwikkeling daarvan beskryf.

1 sr). AGILE sal die enigste Missie wees wat gedurende die periode 2004-2006 heeltemal toegewy is aan die opsporing van bronne bo 30 MeV.

300 GeV. Om die energiemeting na laer energieë as 'n sekondêre instrument uit te brei, sal die GLAST Burst Monitor (GBM) GRB's meet vanaf

25 MeV en sal dus ondersoek instel na die verband tussen die keV en die MeV-GeV-emissie van GRB's. Die GBM bestaan ​​uit 12 sirkelvormige NaI-kristalskywe en 2 silindriese BGO-kristalle. Die NaI-kristalle is geoptimaliseer vir gammastraling vanaf

1 MeV en die BGO-kristalle van

25 MeV. Die NaI-kristalle is so georiënteer dat die gemete relatiewe telsnelhede 'n vinnige bepaling van die posisie van 'n gammastraling binne 'n wye FoV van

8.6 sr. Hierdie posisie sal binne sekondes aan die LAT gekommunikeer word, en dan kan dit geheroriënteer word om die langdurige hoë-energie gammastraalemissie van GRB's waar te neem. Dit sal die ondersoek na die onbekende aspekte van die hoë-energie-uitbarsting en die verband met die bekende lae-energie-uitstoot moontlik maak. 'N Ander belangrike kenmerk van die GBM is die hoë resolusie van

10 mikrosekondes vir tydopgeloste gammastraal-spektroskopie.

100 vierkante cm, 'n groot gesigsveld van

130 grade, hoekoplossing van

2 grade, en energie resolusie van

2 MeV). Belangrike wetenskaplike doelstellings vir MEGA is die ondersoek na kosmiese versnellers met hoë energie, nukleosinteseplekke met gammastraallyne, en die kartering van grootskaalse strukture in die Melkweg en daarna. As dit op 'n hoogtepunt-satelliet gebruik word, is MEGA 'n ideale deurlopende monitor vir verbygaande bronne. Hierdie referaat beskryf die ontwikkeling van 'n klein prototipe en die konsep van 'n ruimtemissie vir MEGA.

200keV tot 10 MeV. Die kamer bestaan ​​uit twee sensitiewe volumes van 20cm & times20cm & times5cm. Twee anodesisteme is in die middel van die effektiewe area en is vervaardig met 'n druksubstraat wat strook-anodes en induksie-elektrode het.

1.6 beter as dié van germanium en 'n faktor van

1,9 beter as dié van xenon. As ons na die Doppler-limiet van materiale van Z = 1 tot 90 kyk, kan die beste hoekoplossing bereik word vir alkaliese en aardalkalimetale, die slegste vir elemente met gevulde p-orbitale (edelgasse) en d-orbitale (bv. Pd en Au) . Van alle halfgeleiers wat in 'n volgende generasie Compton-teleskoop gebruik kan word, is silikon die beste keuse.

10 boogmin. Die toonbanke en elektronika word deur RIKEN ontwikkel en vervaardig, en die opening en sagteware word ontwerp en verskaf deur Los Alamos National Laboratory. Die WXM speel 'n belangrike rol in die GRB-lokalisering en sy spektroskopie in die energiebereik tussen 2 keV en 25 keV. Gedurende die eerste jaar van waarnemings is 'n aantal bestendige X-straalbronne sowel as hoë-energie transiënte met die WXM opgespoor. Met die waarneming van krapnevel en Sco X-1, het ons die detektorbelyning tussen die WXM en die optiese kamerastelsel gekalibreer met 2 boogmin akkuraatheid. Op 29 Julie 2002 is negentien GRB's in die WXM gelokaliseer in die 18 maande van stabiele bedrywighede. Twaalf daarvan is binne tien uur by die GCN aangemeld, en 4 optiese transiënte is geïdentifiseer deur teleskope op die grond. Die energie-reaksie van die detektore is ook gekalibreer met behulp van die Crab-spektrum. Ons rapporteer die uitvoering van die WXM-instrument in die eerste 18 maande.


Kosmiese kokon voortgebring deur kragtige Neutron Star Crash

Vir die eerste keer het sterrekundiges bewyse gevind dat 'n kokon materiaal uit 'n paar samesmeltende neutronsterre uitblaas. Sulke samesmeltings kan die bron wees van baie van die swaarste elemente van die heelal.

In Augustus was sterrekundiges getuie van die verskynsel wat nog nooit voorheen gesien is dat twee neutronsterre saamsmelt nie. Neutronsterre is lyke van groot sterre wat vergaan het in katastrofiese ontploffings, bekend as supernovas. Alhoewel neutronsterre gewoonlik klein is, met 'n deursnee van ongeveer 19 kilometer (19 kilometer), is hulle uiters dig. Die massa van 'n neutronster kan ongeveer dieselfde wees as die van die son. 'N Teelepel neutronster-materiaal het 'n massa van ongeveer 'n miljard ton, wat neutronsterre maak tot die digste voorwerpe van die heelal behalwe swart gate.

Die ontdekking van Augustus is gemaak toe wetenskaplikes rimpels in die weefsel van ruimte en tyd, wat bekend staan ​​as swaartekraggolwe, opspoor, wat voortspruit uit 'n ongeluk tussen 'n paar neutronsterre wat ongeveer 130 miljoen ligjaar van die aarde af geleë is, 'n samesmelting genaamd GW170817. Sterrekundiges het hierdie vonds vinnig opgevolg met waarnemings van konvensionele teleskope, wat die eerste keer aangedui het dat swaartekraggolwe en elektromagnetiese golwe uit 'n astronomiese gebeurtenis gesien is. [Eerste blik op botsende neutronsterre lewer pragtige foto's op]

Die golflengtes van die lig wat vrygestel is deur die materiaal wat uit GW170817 uitgestoot is, het aan die lig gebring dat hierdie saak gelaai is met nuut gesintetiseerde elemente. Hierdie bevindings bevestig 70 jaar se navorsing wat daarop dui dat samesmeltings van neutronsterre kragtig genoeg is om swaar elemente soos goud, platinum en lood te sintetiseer.

Wetenskaplikes het reeds geweet waar ligter elemente gesintetiseer is, en die meeste waterstof en helium kom uit die oerknal, en elemente tot op die yster op die periodieke tabel word meestal in die kern van sterre gesmee. GW170817 het die eerste konkrete bewys gelewer dat samesmeltings van neutronsterre die geboorteplekke is van die helfte van die elemente van die heelal wat swaarder is as yster.

Die vrystelling van naby-infrarooi, sigbare en ultravioletlig wat die navorsers gesien het, kan verklaar word deur die radioaktiewe verval van swaar elemente soos uraan en goud wat tydens GW170817 uitgespuit is. Die uitstoot van radiogolwe, X-strale en gammastrale wat die wetenskaplikes bespeur het, het egter 'n raaisel opgelewer, het navorsers oor die nuwe studie in 'n verklaring gesê.

Volgens een model van neutronster-botsings was hierdie raaiselagtige uitstoot die gevolg van kragtige, smal stralingsstraling wat tydens GW170817 afgegee is en 'vanaf die as', of weg van die siglyn van die Aarde, gerig is. Hierdie model dui ook daarop dat samesmeltings van neutronsterre die primêre bronne van kort gammastraalbarstings is, wat een van die kragtigste ontploffings in die heelal is.

Navorsers wat die samesmelting met radioteleskope dopgehou het, het egter bevind dat radio-emissies van GW170817 mettertyd geleidelik krag gekry het. Dit is nie in ooreenstemming met die straalmodel van die as af nie, wat daarop dui dat die radio-emissies mettertyd stadig sou verswak.

In plaas daarvan stel die navorsers nou voor dat die samesmeltende neutronsterre geboorte gegee het aan 'n kokon materiaal. "Dit is die eerste keer dat 'n struktuur soos hierdie gesien word," het hoofskrywer Kunal Mooley, 'n astrofisikus aan die California Institute of Technology in Pasadena, aan Space.com gesê. Die navorsers vermoed dat 'n groot fraksie van neutronster-samesmeltings sulke kokonne kan genereer, wat impliseer dat daar 'n heel nuwe bevolking van nog nie-geïdentifiseerde kortstondige astrofisiese gebeure is wat ons nou moet begin soek, 'het Mooley gesê.

Albei modelle dui daarop dat wanneer neutronsterre saamsmelt, dit lei tot 'n ontploffing genaamd 'n kilonova wat 'n bolvormige uitbreidende afvalskaal afgee. Terwyl een model egter voorstel dat die samesmelting ook 'n paar strale stralingsstrale uitstraal wat deur hierdie dop druk, stel die kokonmodel voor dat 'n samesmelting 'n paar baie breër kegels kan uitstraal wat in wese 'n wye kokon materie na buite blaas. "teen 90 persent van die ligspoed in die geval van GW170817," het Mooley gesê. Die ontleding van die kokonne uit samesmeltings van neutronsterre kan lig werp op die oorsprong van baie van die heel swaarste elemente. “Ons wil uitvind wat die frekwensie van sulke kokongebeurtenisse is en die dinamika van die chemies verrykte materiaal wat neutronster-samesmeltings teweegbring in die geskiedenis van die heelal,” het Mooley gesê.

Hy het bygevoeg dat sulke samesmeltings ook die oorsprong van kosmiese strale kan wees, wat bestaan ​​uit atoomkerne wat buitengewoon hoë hoeveelhede energie deur die buitenste ruimte rits.

Die wetenskaplikes het hul bevindings op 20 Desember in die tydskrif Nature uiteengesit.


Ontploffende sterre: Is die aarde in gevaar?

As sterre opduik, word 'n moordende stroom energie vrygestel. Die lewe op aarde is miskien gedeeltelik geblus deur net so 'n gewelddadige uitbarsting, maar daar is nog weinig harde bewyse om so 'n bewering te regverdig. 'N Nuwe studie beplan om die forensiese besonderhede in te vul.

"Ons probeer 'n beter skatting kry van hoe gevaarlik 'n spesifieke gebeurtenis sal wees," sê Brian Thomas van die Washburn-universiteit in Topeka, Kansas.

Thomas en sy kollegas sal die wye verskeidenheid astrofisiese verskynsels bestudeer wat hoë-energie-straling oor die interstellêre ruimte na die Aarde se deur kan gooi [soos voorgekom in 'n kolossale ontploffing wat in 2004 opgespoor is]. Die span sal ook verskillende soorte fitoplankton uitstraal om te verstaan ​​hoe die lewe deur 'n sterre ontploffing beïnvloed sal word, aangesien die lewe regoor die wêreld baie afhanklik is van hierdie mikroskopiese plante.

Die gevaar van sterreontploffings is al voorheen oorweeg, maar dit sal die eerste omvattende studie wees. "Ons bou voort op vorige werk deur dit uit te brei na 'n wye verskeidenheid astrofisiese gebeure en deur die biologiese modellering presies te maak," sê Thomas. Die projek is deel van NASA se Exobiology and Evolutionary Biology Program.

Die gewone verdagtes

Sterre is oor die algemeen te ver om 'n bekommernis vir die lewe op ons planeet te wees. Maar sekere sterre-uitbarstings kan oor tien of selfs duisende ligjare strek.

Die bekendste hiervan is 'n supernova, dit is die gordynoproep van 'n massiewe ster met agt of meer keer die massa van ons son. Wanneer die kernbrandstof vir so 'n kol opraak, genereer die ineenstortende kern 'n ontploffing wat 'n hele sterrestelsel se sterre oorskry terwyl dit duur.

'N Paar supernovas gaan elke eeu in ons sterrestelsel af. Maar om een ​​van hierdie ernstige gevolge vir die aarde te hê, moet ons ongeveer binne 'n straal van 10 ligjaar van die ontploffing wees.

Sekere sterontploffings, wat hypernovae genoem word, het veel groter reikwydte. Tien keer kragtiger as tipiese supernovas is hipernovae die bron vir langdurige gammastraalbarste (GRB's), dit is hoë-energie-strale wat langs die sterwende ster se as uitgestraal word. 'N GRB kan 6 500 ligjare reis en steeds geweldige skade op die aarde aanrig, sê Thomas.

Die aantal GRB's is baie minder as die aantal supernovas, maar die presiese tempo in ons sterrestelsel is nog steeds 'n kwessie van debat. 'N Paar jaar gelede het 'n groep sterrekundiges bereken dat die waarskynlikheid dat 'n GRB naby ons sou afgaan baie laag was, omdat GRB's geneig is om in jong sterrestelsels met minder swaar elemente as die Melkweg te ontstaan.

Maar Thomas sê dat daaropvolgende ontledings hierdie berekening in twyfel getrek het, deels omdat ons sterrestelsel in die verlede met kleiner, jonger sterrestelsels saamgesmelt het wat GRB-tikkende tydbomme by hulle kon inbring. "Ons waarskynlikheid vir die aanbieding van 'n GRB kan mettertyd wissel," sê Thomas.

Hy bespiegel dat 'n GRB ons sterrestelsel gemiddeld ongeveer elke 10 miljoen jaar gemiddeld verlig.

Ander moontlike skuldiges

Die langste GRB's en supernovas kan die beste verstaan ​​word, maar dit is nie die enigste supersterre-ramp nie.

Kort-duur GRB's is nie die gevolg van massiewe sterftes nie, maar word hoofsaaklik beskou as die samesmelting van twee neutronsterre. Alhoewel minder energie vrygestel word as in 'n langdurige GRB, is die fraksie van hoë-energie gammastrale hoër. Daarbenewens kom korttermyn-GRB's meer voor in volwasse sterrestelsels soos ons, waar neutronsterre meer algemeen voorkom.

Sagte gammastraalherhalers is ook afkomstig van neutronsterre en sogenaamd wanneer die superdigte oppervlak bars. As een hiervan tien ligjare weg sou plaasvind, kan die gevolge dramaties wees. Op 27 Desember 2004 het die bestraling van 'n sagte gammastraalversterker radiogolfuitsendings op die aarde onderbreek. Niks is beskadig nie, maar die bronvoorwerp was 'n ongelooflike 50 000 ligjaar weg.

Thomas en sy kollegas sal onlangse data van die Swift-satelliet en die Fermi Gamma-Ray-ruimteteleskoop bymekaar maak om die tempo's en bestralingsuitsette van sagte gammastraalherhalers, GRB's en supernovas beter te skat.

Alhoewel daar geen bewyse is dat een van hierdie onlangs in ons omgewing afgegaan het nie, is dit belangrik om daarop te let dat ons son na die sterrestelsel migreer en dus langs 'n ster met 'n hoë energie-fit kon geborsel het.

Wêreldwye osoongat

Die ander helfte van die studie sal kyk na die moontlike biologiese nasleep van 'n astrofisiese vuurwerk wat naby gaan.

Gammastrale en X-strale kan nie baie diep in die aarde se atmosfeer binnedring nie, maar dit kan steeds 'n langdurige impak hê. Die hoë-energie-bestraling breek stikstof- en suurstofmolekules in die aarde se stratosfeer uitmekaar, sodat hulle as stikstofoksied (NO) kan hervorm. Hierdie molekule vernietig osoon op dieselfde manier as wat chloorfluorkoolstowwe (CFK's) doen.

"Die effek is soos die huidige osoongat, maar versprei oor die hele wêreld," sê Thomas.

Osoon beskerm die lewe op aarde teen die ultravioletstrale van die son. Deur hierdie atmosferiese skild te verbreek, kan 'n astrofisiese ontploffing lei tot hoër dosisse DNA- en proteïenskade in organismes as gevolg van groter blootstelling aan sonlig.

Thomas se groep het vroeër vasgestel dat 'n betreklik nabye GRB 75 persent van die osoon in sekere streke kan vernietig, met 'n wêreldwye gemiddelde uitputting van ongeveer 35 tot 40 persent. Daarteenoor is die osoongat wat tans oor Antarktika sweef, hoogstens 60 persent uitgeput, maar beslaan slegs 'n wêreldwye gemiddelde uitputting van 3 tot 5 persent.

Thomas sê dat die osoonvernietiging sou begin sodra die bestraling tref, en dit vir 'n paar jaar sou duur. Dit kan meer as 'n dekade neem voordat die aarde se osoonskerm weer in volle sterkte is.

Gebraaide plankton

Die verlies aan osoon sal ernstige gevolge hê vir die lewe regoor die planeet. Fitoplankton is een van die vatbaarste organismes. Hierdie eensellige organismes leef bo-aan die waterkolom, waar UV-lig in staat is om te bereik. Hulle reproduseer ook vinnig, dus sal DNA-skade oor verskeie generasies ophoop.

As fitoplankton sou begin afsterf, sou die gevolge in die oseaan rimpel, aangesien hierdie fotosintetiese mikrobes die basis van die mariene voedselketting is. Hulle produseer ook minstens die helfte van die wêreld se suurstof.

Die span het 'n paar verteenwoordigende soorte fitoplankton gekies om op verskillende vlakke te bestraal, en om te sien hoe hul produktiwiteitsvlakke verander. Die resultate van die studie moet astrobioloë 'n beter idee gee van hoe waarskynlik dit is dat ons planeet of 'n ander planeet in ons sterrestelsel deur 'n uitbarsting van die sterre ontketen word.

Moontlike tekens van so 'n astrofisiese vuilspel word gesien in die uitwissing van Ordovician, wat 450 miljoen jaar gelede plaasgevind het en gelei het tot die verlies van 60 persent van ongewerwelde diere in die see. Die fossielrekord toon dat organismes naby die bokant van die waterkolom en op die middelste breedtegraad die hardste getref is, soos 'n mens sou verwag van 'n skielike verlies aan osoon.


Wat europium is en hoe dit gemaak word

Europium is element nommer 63 in die Periodieke Tabel, en dit is 'n ietwat harde, silwer metaal wat met suurstof en water reageer - dus word dit nooit in suiwer vorm aangetref nie. As dit suiwer is, word dit in inerte gasse (bv. Argon) gestoor om te voorkom dat dit oksideer en aantas.

Die element word gebruik om rooi lasers, elektroniese onderdele en die rooi fosfor van katodestraal-televisiestelle te maak. (Een raming suggereer dat daar 0,5-1 gram europium in elke CRT-skerm is.) Die vermoë om op ultravioletlig te reageer, maak dit ook 'n vervalste maatstaf in euro-valuta.

Europium sien ook nuutgevonde gebruik in ultra-helderrooi LED's en, as die tegnologie uitbrei, kan dit lei tot 'n stabiele kwantum-hardeskyf.

Navorsers het vermoed dat europium gevorm is deur neutronsterre wat bots, maar kon eers nie seker wees hoeveel een opgespoor is nie. Nog 'n verklaring is dat katastrofiese ontploffings van sterre, supernovas genoem, die meeste europium- en ander elemente vorm wat swaarder is as stikstof.

'N Bietjie kernchemie, wat die vinnige proses genoem word, is wat die skepping van sulke swaar elemente dryf.

Die r-proses gaan so: as neutronsterre na mekaar beweeg, word 'n klein bietjie van hul materiaal teen ongelooflike snelhede die ruimte in geskiet. Daardie neutrone is baie warm en druk, sodat hulle saam verpletter terwyl hulle na buite beweeg en reuse atoomkern vorm.

Omdat baie groot atome baie onstabiel is, breek dit byna onmiddellik uitmekaar en verval dit in kleiner atome - dinge soos platinum, goud, silwer en europium.

Gelukkig het ons nie 'n ruimteskip nodig om hierdie goed te vind wat deur neutronsterre geskep is nie - dit is hier op aarde. Tallose smash-ups gedurende die millennia versprei genoeg van hierdie eksotiese metale dat dit, toe ons planeet gevorm het, tot in sy kors gebak is.

"Die tempo van die samesmelting van neutronsterre in ons sterrestelsel is ongeveer elke 100.000 jaar. Op menslike tydskale is dit lank," het Duncan Brown, 'n sterrekundige aan die Syracuse-universiteit, wat lid is van die LIGO-navorsingsamewerking, vroeër aan Business Insider gesê. . "But on galactic time scales, when you're creating stars and solar systems, that's not that much time."

What's still uncertain is how much colliding neutron stars might contribute to europium. If LIGO finds more and more colliding neutron stars over the years, it's likely those events — not supernovas — are where the most valuable materials on the planet come from.


  • Scientists have made the fifth detection of gravitational waves on Earth
  • They used telescopes to see light and radiation pouring out of the stellar fireball
  • Every other gravitational wave detection has been traced to black holes
  • The latest detection reveal that neutron stars create short gamma-ray bursts

Published: 15:00 BST, 16 October 2017 | Updated: 08:16 BST, 17 October 2017

Scientists yesterday discovered a vast supply of gold on the far side of the universe.

The extraordinary hoard is the result of a huge collision between two ultra-dense neutron stars.

The resulting gravitational waves and radiation flash were picked up by powerful detectors and telescopes on Earth and in orbit.

The explosion happened 130 million years ago in the Hydra constellation, which is so far away that the light and the ripples in space and time have only just reached us.

The gold created by the blast is estimated to weigh more than the whole of the Earth’s mass. Huge quantities of platinum, uranium and other heavy elements such as lead were also created.

Scientists not only 'heard' the phenomenon by measuring vibrations in space-time, they also used satellite and ground-based telescopes to see light and radiation pouring out of the stellar fireball, dubbed a 'kilonova'.

Excited astronomers talked of opening a 'new chapter in astrophysics' and unlocking a 'treasure trove' of new science.

The discovery will help scientists better understand the inner workings and emissions of neutron stars, as well as more fundamental physics such as general relativity and the expansion of our universe.

One scientists suggests the event 'will be remembered as one of the most studied astrophysical events in history.'

Two super-dense neutron stars collided in a stellar fireball dubbed a 'kilonova' 130 million light years from Earth in a discovery that could 'open a new chapter in astrophysics'. This graphic shows the sequence of events that led to the detection of the gravitational waves

WHY IS THIS IMPORTANT?

The discovery has answered three questions that astronomers have been puzzling for decades:

1) What happens when neutron stars merge?

The research support the long-held belief that the merging of two neutron stars causes an ejection of radioactive material.

This material fires out from the collision point as part of a low-light explosive event known as a kilonova.

2) What causes short duration gamma-ray bursts?

Gamma ray bursts (GRBs), marked by an eruption of gamma rays lasting milliseconds to several minutes, are the most powerful explosions known.

Scientists now know that one type of GRB is generated when neutron stars collide.

3) Where are the heavy elements, like gold, made?

The origins of gold and other heavy elements have been a long-standing mystery.

Recent evidence has suggested colliding neutron stars could have a hand in their creation.

Today's find confirms this theory, showing that the heavy elements are the 'cinders' of merging neutron stars.

At a press conference in Washington today, researcher Dr David Reitze, Executive Director at the Ligo Laboratory at Caltech, said: 'This is the first time the cosmos has provided us with a talking movie rather than a silent movie.'

'The audio is the gravitation waves, the video is the light that came afterwards.'

Every other gravitational wave detection has been traced to black holes crashing together in remote regions of the universe more than a billion light years away.

The new event - though still very distant - was much closer and completely different in nature.

It was caused by colliding neutron stars - burned out remnants of giant stars so dense that a teaspoon of their material on Earth would weigh a billion tons.

Professor David Blair, a gravitational wave scientist at the University of Western Australia, said: 'I started working on the first high sensitivity gravitational wave detectors in the USA in 1973.

'We pinned our hopes on gravitational waves from neutron stars. This was our holy grail, but it eluded us even when gravity waves from black holes had been detected.

'Forty four years later we have found the holy grail!'

The two objects, each about 12 miles in diameter, stretched and distorted space-time as they spiralled towards each other and finally collided.


[edit] Uses

Gamma-ray image of a truck with two stowaways taken with a VACIS (vehicle and container imaging system)

Gamma rays travel to Earth across vast distances of the universe, only to be absorbed by Earth’s atmosphere. Different wavelengths of light penetrate Earth’s atmosphere to different depths. Instruments aboard high-altitude balloons and such satellites as the Compton Observatory provide our only view of the gamma spectrum sky.

Gamma-induced molecular changes can also be used to alter the properties of semi-precious stones, and is often used to change white topaz into blue topaz.

Non-contact industrial sensors used in the Refining, Mining, Chemical, Food, Soaps and Detergents, and Pulp and Paper industries, in applications measuring levels, density, and thicknesses commonly use sources of gamma. Typically these use Co-60 or Cs-137 isotopes as the radiation source.

In the US, gamma ray detectors are beginning to be used as part of the Container Security Initiative (CSI). These US$5 million machines are advertised to scan 30 containers per hour. The objective of this technique is to screen merchant ship containers before they enter US ports.

Gamma radiation is often used to kill living organisms, in a process called irradiation. Applications of this include sterilizing medical equipment (as an alternative to autoclaves or chemical means), removing decay-causing bacteria from many foods or preventing fruit and vegetables from sprouting to maintain freshness and flavor.

Despite their cancer-causing properties, gamma rays are also used to treat some types of cancer, since the rays kill cancer cells also. In the procedure called gamma-knife surgery, multiple concentrated beams of gamma rays are directed on the growth in order to kill the cancerous cells. The beams are aimed from different angles to concentrate the radiation on the growth while minimizing damage to surrounding tissues.

Gamma rays are also used for diagnostic purposes in nuclear medicine in imaging techniques. A number of different gamma-emitting radioisotopes are used. For example, in a PET scan a radiolabled sugar called fludeoxyglucose emits positrons that are converted to pairs of gamma rays that localize cancer (which often takes up more sugar than other surrounding tissues). The most common gamma emitter used in medical applications is the nuclear isomer technetium-99m which emits gamma rays in the same energy range as diagnostic X-rays. When this radionuclide tracer is administered to a patient, a gamma camera can be used to form an image of the radioisotope’s distribution by detecting the gamma radiation emitted (see also SPECT). Depending on what molecule has been labeled with the tracer, such techniques can be employed to diagnose a wide range of conditions (for example, the spread of cancer to the bones in a bone scan).

[edit] Body response

When gamma radiation breaks DNA molecules, a cell may be able to repair the damaged genetic material, within limits. However, a study of Rothkamm and Lobrich has shown that this repair process works well after high-dose exposure but is much slower in the case of a low-dose exposure. [15]

[edit] Risk assessment

The natural outdoor exposure in Great Britain ranges from 2 to 4 nSv/h (nanosieverts per hour). [16] Natural exposure to gamma rays is about 1 to 2 mSv per year, and the average total amount of radiation received in one year per inhabitant in the USA is 3.6 mSv. [17] There is a small increase in the dose, due to naturally occurring gamma radiation, around small particles of high atomic number materials in the human body caused by the photoelectric effect. [18]

By comparison, the radiation dose from chest radiography (about 0.06 mSv) is a fraction of the annual naturally occurring background radiation dose,. [19] A chest CT delivers 5 to 8 mSv. A whole-body PET/CT scan can deliver 14 to 32 mSv depending on the protocol. [20] The dose from fluoroscopy of the stomach is much higher, approximately 50 mSv (14 times the annual yearly background).

An acute full-body equivalent single exposure dose of 1 Sv (1000 mSv) causes slight blood changes, but 2.0–3.5 Sv (2.0–3.5 Gy) causes very severe syndrome of nausea, hair loss, and hemorrhaging, and will cause death in a sizable number of cases—-about 10% to 35% without medical treatment. A dose of 5 Sv [21] (5 Gy) is considered approximately the LD50 (lethal dose for 50% of exposed population) for an acute exposure to radiation even with standard medical treatment. A dose higher than 5 Sv (5 Gy) brings an increasing chance of death above 50%. Above 7.5–10 Sv (7.5–10 Gy) to the entire body, even extraordinary treatment, such as bone-marrow transplants, will not prevent the death of the individual exposed (see Radiation poisoning). [aanhaling nodig] . (Doses much larger than this may, however, be delivered to selected parts of the body in the course of radiation therapy.)

For low dose exposure, for example among nuclear workers, who receive an average yearly radiation dose of 19 mSv, [opheldering nodig] the risk of dying from cancer (excluding leukemia) increases by 2 percent. For a dose of 100 mSv, that risk increase is at 10 percent. By comparison, risk of dying from cancer was increased by 32 percent for the survivors of the atomic bombing of Hiroshima and Nagasaki. [22]


Gamma Ray Detectors

Gamma ray detectors are made from semiconductor materials, which contain atoms with orbiting electrons that can easily absorb the energy of a passing gamma ray. This absorption pushes the electron into a higher orbit, allowing it to be swept away in an electrical current. The lower orbit is called the valence band, and the higher orbit is called the conduction band. These bands are close together in semiconductor materials such that valence electrons can easily join the conduction band by absorbing the energy of a gamma ray. In germanium atoms, the band-gap is only 0.74 eV (electron volts), making it an ideal semiconductor for use in gamma ray detectors. The small band-gap means only a small amount of energy is required to produce a charge carrier, resulting in large output signals and high energy resolution.

To sweep the electrons away, a voltage is applied to the semiconductor to create an electric field. To help achieve this, it is infused, or doped, with an element that has fewer valence band electrons. These are called n-type elements, having only three valence electrons compared with the semiconductor’s four. The n-type element (e.g. lithium) drags electrons away from the semiconductor material, becoming negatively charged. By applying a reverse biased voltage to the material, this charge can be pulled towards a positive electrode. The removal of electrons from the semiconductor atoms creates positively charged holes that can be pulled towards a negative electrode. This depletes charge carriers from the center of the material, and by increasing the voltage, the depletion region can be grown to encompass most of the material. An interacting gamma ray will create electron-hole pairs in the depletion region, which are swept up in the electric field and deposited on the electrodes. The collected charge is amplified and converted to a voltage pulse of a measurable size that is proportional to the energy of the gamma ray.

As gamma rays are an extremely penetrating form of radiation, they require large depletion depths. This can be achieved by using large germanium crystals with impurities of less than 1 part in 10 12 (a trillion). The small band-gap requires the detector to be cooled to prevent noise from leakage current. Germanium detectors are therefore placed in thermal contact with liquid nitrogen with the whole setup housed within a vacuum chamber.

Europium (Eu) is a metallic element that commonly emits gamma rays when it has a mass of 152 atomic units (see nuclear chart). Below is a gamma ray spectrum that was observed by placing a small lump of 152 Eu in front of a germanium detector.

Europium-152 gamma ray spectrum. The larger the peak, the more frequent the emission from the europium source. The energies of the peaks are in electron volts.


Inleiding

Nuclear structure studies far from stability are entering into a high-precision era with increased intensities and purity of radioactive ion beams and new methods to produce exotic nuclei using stable beams. High-resolution (gamma ) -ray spectroscopy is the only method capable of unravelling the complex nature of excited states and has therefore always played a prominent role in the understanding of nuclear structure. Improved efficiency and sensitivity of the instruments are mandatory to focus on essential observables to validate the theoretical predictions and guide future developments, This has led to a continuous improvement of the instrumentation, from the High-Purity Germanium (HPGe) multi-detector arrays of the 1990s (e.g., [1, 2] in Europe, Gammasphere [3] in the USA), through the first arrays consisting of segmented HPGe detectors (e.g., MINIBALL [4, 5], EXOGAM [6] in Europe, Gammasphere in the USA), to the development of the Advanced Gamma Tracking Array (AGATA) [7], a (4pi ) spectrometer solely built from position-sensitive HPGe detectors. Parallel developments are also being pursued in the USA leading to the realisation of the Gamma-Ray Energy Tracking Array (GRETA) [8, 9].

Artist’s view of the 4 (pi ) AGATA spectrometer showing the mechanical holding frame (yellow) and cryostat dewars (blue) of the Ge detectors

AGATA is a major European project to develop, build, and operate a world-leading precision (gamma ) -ray detection instrument for in-beam studies of nuclei. AGATA uses a technique known as (gamma ) -ray tracking, which relies on determining every (gamma ) -ray interaction point in any of the HPGe detectors so that the whole path of a (gamma ) ray can be tracked and used to measure not just the energy, but also the angle at which the original (gamma ) ray was emitted. The technique relies on segmentation of Ge-detector contacts and digital signal processing to perform pulse-shape analysis enabling the interaction positions to be determined with high precision. The path of the (gamma ) ray is then reconstructed from the Compton-scattering formula, allowing each individual (gamma ) ray (out of many incident on the detector) to be tracked and recorded. A recent review of the technical advances in (gamma ) -ray tracking can be found in [10]. Gamma-ray spectroscopy benefits hugely from tracking since the Compton suppression shields, which surround each individual Ge crystal and are used to improve the Ge spectrum quality, e.g., [1,2,3], are no longer required. The entire 4 (pi ) solid angle can thus be filled with closely-packed Ge detectors, vastly increasing the efficiency of the array, even for a very high multiplicity of (simultaneously emitted) (gamma ) -rays. Tracking also, crucially, allows precise Doppler correction of the measured (gamma ) -ray energies from fast moving nuclei.

In its complete (4pi ) geometry AGATA will be composed of 180 36-fold segmented, hexagonal-shaped and tapered HPGe crystals, each one situated at 23.5 cm from the source of the photons of interest (see Fig. 1).

Artist’s view of the nuclear landscape illustrating some of the key properties that can be studied using high-resolution (gamma ) -ray spectroscopy: a the variety of nuclear shapes, b shape coexistence and isomerism, c reactions of astrophysical interest, d coupling to the continuum of unbound states, e cluster structure in nuclei, f evolution of the shell structure, g nuclear superconductivity, h understanding nuclear fusion and fission reactions, and i the journey towards the heaviest elements

AGATA is a truly universal high-resolution spectrometer, capable of measuring (gamma ) rays from a few tens of keV to beyond 10 MeV, with unprecedented efficiency, excellent position resolution for individual (gamma ) -ray interactions and correspondingly unparalleled angular resolution, and very high count-rate capability. These features will give rise to a resolving power that is in specific cases up to two orders of magnitude larger than current arrays, and allow AGATA to be operated in diverse environments such as using relativistic beams from the FAIR/Super-FRS facility [11, 12], high-intensity ISOL beams from the second-generation Radioactive Ion Beam (RIB) facilities (HIE-ISOLDE [13], SPES [14], SPIRAL2 [15]), and at the high-intensity stable beam facilities at GANIL [15], JYFL [16], and LNL [17].

AGATA started as an R&D project in the late 1990s and the AGATA demonstrator became operational in 2009. Steadily growing over the years, AGATA has been in constant use for experiments. Currently a solid-angle coverage of approximately (1pi ) has been achieved. Exciting new results were obtained in campaigns at LNL (2009–2011), GSI (2012–2014) and GANIL (since 2015). This success led to the recommendation in the 2017 NuPECC Long-Range Plan [18] that “the timely completion of the full AGATA spectrometer and the provision of adequate support and maintenance are of the highest importance to address the exciting science programme at both the stable and radioactive beam facilities”.

Direct information on the proton–neutron interaction can be obtained, for example, from odd–odd nuclei around double shell closures, by studying multiplets arising from correlations between valence particles. Of special interest are nuclei like (i) (^<134>hbox ) , located north-east of (^<132>hbox ) , with one proton valence particle and one neutron valence particle, and (ii) the one proton hole-one neutron particle nucleus (^<208>hbox ) , situated south-east of (^<208>hbox ). Predictions for the multiplets up to 3.5 MeV excitation energy in (^<134>hbox ) (negative parity) and (^<208>hbox ) (positive parity), obtained from shell-model calculations using realistic interactions [19], are shown on the right hand side. In both cases the experimental information is rather scarce. Only members of the lowest-lying multiplets are known. Higher-lying states belonging to other multiplets and being characterised by more significant configuration mixing can be established with AGATA, which will allow testing their diagonal and off-diagonal matrix elements and those of the proton–neutron interaction in much greater detail. All this information will become accessible with AGATA in hitherto unknown territories

This paper describes new physics opportunities opened up by AGATA. In Afdeling. 2 the various physics cases are described for which the use of AGATA will be pivotal. Some examples are indicated in Fig. 2 and include:

studying the evolution of the nuclear shell structure and the occurrence of new magic numbers,

understanding the microscopic origin of nuclear deformation and the interplay between single-particle and collective degrees of freedom,

searching for exotic and extreme shapes (e.g., hyperdeformation),

establishing shape coexistence and shape transitions, and understanding the mechanisms leading to their appearance,

testing theoretical predictions for neutron and proton skins,

probing the nature of pair correlations and investigating how angular momentum is generated,

measuring the degree of isospin-symmetry breaking,

finding fingerprints of chaotic behaviour in nuclei,

In Afdeling. 3 more specific physics cases and simulations of experimental investigations are described that will profit from the unique capabilities of AGATA combined with specific advantages of the anticipated AGATA host laboratories.


Determination of the black hole mass in Cyg X-1

Figure 1: An energy spectrum of Cyg X-1 in the soft-high state observed with ASCA GIS. The soft component is the emission from an optically thick accretion disk, and the hard-component, which is modeled by a power-law, is considered from thin-hot plasmas above or inside the optically thick disk. The figure was taken from Dotani et al. (1997).

The ASCA TOO observation was carried out simultaneously with the RXTE satellite to provide a sensitivity up to

60 keV. By combining the two complimentary instruments, the hard component and the iron features are tightly constrained. Cui et al. (1998, ApJ 493, L75) fitted the ASCA and RXTE spectra of the Cyg X-1 soft-high state simultaneously. The hard-component up to

60 keV was successfully modeled with a Comptonized black body model in which soft (

1 keV) X-ray photons are Comptonized by hot plasmas with T_e

0.9. In addition, the disk reflection component and a broad iron emission line were required to account for the iron feature and an excess above

10 keV. The soft component spectral parameters including the mass of the central object were not affected by adding the RXTE spectrum and adopting the different hard component models.

Elucidating the nature of new X-ray sources

The capability of ASCA to measure the energy spectrum down to

0.5 keV with the SIS is also crucial when studying the nature of new sources. As shown above in the example of Cyg X-1, the soft X-ray sensitivity is essential to determine the accretion disk parameters, hence mass of the compact objects in black hole candidates. GRS1009-45, Nova Velorum 1993, is another example in which ASCA helped to determine the origin of the source and constrained the mass of the compact object. The energy spectrum was extremely soft and accompanied with a hard-tail, characteristics of the soft-high state black hole candidates (Kubota et al. 1998, PASJ, submitted). Applying a theoretical accretion disk model to the soft component, the mass of the central object is estimated as > 3.9 Solar masses. Hence the compact object in GRS1009-45 is considered to be a black hole.

Spectroscopic observations of Galactic jet sources

SS433 has been observed more than thirty times to cover the phases of the 162.5-day precession and the 13-day orbital periods, including the orbital eclipses by the companion star. ASCA spectra, for the first time, detected doppler-shifted pairs of numerous emission lines (Kotani et al. 1994, PASJ 46, L147). Before ASCA, it had been generally accepted that the X-ray jets are shorter than the size of the accretion disk, and only one of the jets is directly seen. However, the ASCA data clearly indicated both X-ray jets are seen, and must be longer than previous estimates. The temperature structure of the jets was calculated from precise emission line spectral analysis (Kotani et al. 1996, PASJ 48, 619), and this jet model was used to determine the geometry of jets from the series of ASCA observations (Kotani et al. 1997, in the Proceedings of the Fourth Compton Symposium). The jet length has been determined as 2x10^13 cm, which is ten times longer than the previous estimate. The total mass outflow rate is estimated as 10^-5 Solar masses per year and the kinetic luminosity is as high as 10^40 erg/s. In contrast to SS433, ASCA observations show that neither GRO J1655-40 nor GRS1915+105 have prominent emission lines, but instead have absorption line features. The iron absorption line feature of GRO J1655-40 and its luminosity dependence have been studied by Ueda et al. (1998, ApJ 492, 782). When the luminosity is relatively low (

10^37 erg/s), the K-alpha and K-beta absorption lines of helium-like iron ions were observed at 6.63 keV and 7.66 keV respectively, whereas the hydrogenic K-alpha line was observed at 6.95 keV when the luminosity was six times higher (Fig. 2). This is considered to be evidence for photoionization, such that the absorption lines originate in the highly photoionized accretion disk corona irradiated by the central X-ray source. Ueda et al. (1998) carried out a ``curve of growth'' analysis, and determined the hydrogen column density of the absorbing corona as 3x10^23 cm^-2. The corona is considered to be located at r

10^ <10>cm from the central source and have an ionization parameter Xi

10^3 ergs cm/s to ionize iron up to the helium-like stage.

Figure 2: Spectral features of GRO J1655-40 in the iron K-band. In the high luminosity state, the K-alpha absorption line from hydrogenic iron is seen at 6.95 keV, while in the low luminosity state K-alpha and K-beta lines from helium-like iron are seen at 6.63 keV and 7.66 keV, respectively. During the intensity dip, the neutral iron edge due to the cold intervening matter is prominent at 7.1 keV. The figure is taken from Ueda et al. (1998).

GRS1915+105 seems to have more complicated absorption line features. It shows the K-alpha and K-beta lines from helium-like iron and K-alpha line from hydrogenic iron simultaneously. The K-beta line equivalent width relative to K-alpha is stronger than that expected from the ratio of the oscillator strengths. The K-edges of helium-like and hydrogenic iron are not as conspicuous as the absorption lines. The curve of growth analysis indicates that these conditions require that the temperature of the absorbing plasmas be >10 keV (Kotani et al. 1998, in preparation).

Spectroscopy of the Super-soft X-ray Sources

0.5 keV. The poor spectral resolution of the ROSAT PSPC has hampered efforts to understand the origin of the SSS. ASCA has observed the two ``hardest'' SSS, CAL87 and RXJ0925.7-4758, which do have X-ray emission above 0.5 keV, and carried out the first detailed X-ray spectroscopic study of SSS.

CAL87 is an eclipsing binary in the LMC. The ROSAT spectrum could be fitted with a single blackbody, and was not able to determine the nature of the compact object. The ASCA spectrum showed an extremely strong edge at 0.85 keV, such that practically no X-rays were detected above the edge (Asai et al. 1998, ApJ L, submitted). This spectrum is unique, in that no black hole or neutron star sources are known to show such strong absorption edges. On the other hand, such a strong absorption edge from highly ionized heavy elements is exactly what is predicted by theoretical spectral models for a nuclear-burning white dwarf atmosphere. Hence, CAL87, and presumably other SSS, are accreting white dwarfs.

Figure 3: CAL87 energy spectrum observed with SIS and residuals of the fits. Upper-panel: Observed spectrum and the best-fit model with a blackbody, inter-stellar absorption, and an absorption edge at 0.85 keV. Mid-panel: Residual of the fit without the absorption edge. The edge feature is clearly seen. Lower-panel: Residual of the fit including the absorption edge.

Shallow and broad orbital eclipses were observed with ASCA. This suggests the emission region is extended as large as the Roche radius and the emission region is partially eclipsed by the companion star. Presumably, the largely extended accretion disk corona is highly ionized and scatters X-ray photons generated at the white dwarf surface. Theoretical SSS spectral models have been applied to the ASCA spectrum, and the effective temperature and the emission region size determined (Ebisawa et al. 1998 in preparation). Precise spectral and light curve analysis indicate s that the white dwarf mass in CAL87 is

1.0 Solar mass, the emission region size is comparable to the accretion disk size,

80% of the Roche radius, and the white-dwarf surface is hidden from the direct view by the thickened outer-part of the accretion disk.

The energy spectrum of RXJ0925.7-4758 did not show the strong absorption edges as observed in CAL87, instead the spectrum was strongly absorbed (Ebisawa et al. 1998 in preparation). Theoretical SSS spectral models did not fit the ASCA spectrum unless a weak absorption edge at

1.0 keV was added. This edge may correspond to the Fe-L edges of moderately ionized iron in the accretion disk corona. It is suggested that the accretion disk corona in CAL87 is almost completely ionized and works as a scattering medium, whereas that in RXJ0925.7-4758 is moderately ionized and works rather as an absorber of the X-rays from the central white dwarf.

Spectral lines

Figure 4: Low energy line features detected in the spectra of three low mass X-ray binaries from a spectral survey being undertaken by Angelini et al. 1998). These are most likely associated with Oxygen Ly-alpha and beta emission.


Kyk die video: Production of X Rays (November 2022).