Astronomija

Kaip laikui bėgant keitėsi s- ir r-proceso metu susidaręs nuklidų kiekis?

Kaip laikui bėgant keitėsi s- ir r-proceso metu susidaręs nuklidų kiekis?


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.

Pratyboms turiu išsiaiškinti, kaip bėgant laikui pasikeitė s- ir r-proceso metu susidarančių nuklidų kiekis, taip pat turiu parengti scheminę s- / r santykio ir laiko schemą nuo 13,6 Ga iki šiandien ir paaiškinti mano samprotavimus. Aš ieškojau atsakymo savo paskaitos užrašuose ir paskaitoje, tačiau nerandu šios problemos sprendimo. Ar kas nors gali man padėti, kur galėčiau rasti atsakymą?


Kur, o kur yra r-procesas dingo?

Pateikiame galimų šaltinių apžvalgą rapdoroti branduolius (r-branduoliai). Yra žinoma, kad kol kas nėra nuoseklaus mechanizmo, suteikiančio gausius neutronus r-procesas neutrino varomuose vėžiuose nuo besikuriančių neutronų žvaigždžių. Mes manome, kad sunkus r- branduoliai, kurių masės skaičius yra A & gt 130 (Ba ir daugiau), negali būti gaminami neutrino varomame vėjyje. Nepaisant to, r-procesas ir neutrino varomi vėjai gali būti tiesiogiai ar netiesiogiai susiję su kažkokiu nežinomu papildomu mechanizmu, kuris, pavyzdžiui, galėtų suteikti ejecta labai trumpas dinamines laiko juostas ≲ 0,004 s. Šis nenustatytas mechanizmas turi tiekti neutronų šaltinį tose pačiose bendrose žvaigždžių vietose, kuriose vyksta branduolio žlugimas, kad gautųsi neutronų žvaigždė. Stebėjimo duomenys apie mažai metališkumą turinčias žvaigždes Galaktikos aureolėje rodo, kad vietos gamina sunkiuosius r-branduoliuose nesusidaro Fe ar kiti elementai tarp N ir Ge. Tiek, kiek besiformuojanti neutroninė žvaigždė yra raktas į sunkiųjų gamybą r-branduoliai, tada vieninteliai galimi šaltiniai yra supernovos, atsirandančios dėl O – Ne – Mg šerdžių žlugimo arba dėl akrecijos sukelto baltųjų nykštukų žlugimo, nė vienas iš jų negamina Fe grupės elementų arba tarpinės masės elementai (virš C ir N) . Stebėjimo įrodymai apie s ir rmažo metalizmo žvaigždžių, turinčių didelę C ir N gausą, branduoliai rodo, kad rprocesas taip pat aktyvus dvejetainėse sistemose.

Branduoliai, kurių A ino 90 –110 susidaro įkrautų dalelių reakcijose (CPR) neutrino varomuose vėjuose, paprastai yra metalo neturinčiose žvaigždėse, kuriose yra daug ar mažai sunkiųjų r-branduoliai. CPR branduoliai ir sunkieji r-branduoliai nėra stipriai susieti. Kai kurios metalo neturinčios žvaigždės pasižymi ypač dideliu sunkiųjų praturtėjimu rir nustatė, kad šių branduolių gausos modeliai yra visuotinai artimi sunkiųjų saulės gausos modeliams r-branduoliai.

Naudojant didelę sunkiųjų sunkiųjų žvaigždžių šabloną r-branduoliai ir kitas, turintis mažai sodrinimo, sukuriame dviejų komponentų modelį, pagrįstą Eu gausa (iš sunkiųjų šaltinių) r-branduoliai) ir Fe (iš Fe šerdies-žlugimo supernovos). Šis modelis suteikia labai geras kiekybines visų kitų elementų gausos prognozes tose metalų neturinčiose žvaigždėse, turinčiose [Fe / H] ≲ - 1,5, kurioms žinomos Eu ir Fe gausos. CPR elementus, tokius kaip Sr, Y ir Zr, priskiriame reakcijoms neutrino varomiems vėjams nuo besikuriančios neutronų žvaigždės ir sunkiosios rbranduoliai su hipoteka tikra “r-procesas “. CPR branduoliai turėtų būti gaminami visada, kai susidaro neutroninė žvaigždė, neatsižvelgiant į tai, ar ji yra sunki r-branduoliai gaminami arba negaminami. Naudodami dviejų komponentų modelį, vieno neutrono žvaigždės susidarymo atveju CPR elemento Sr išeiga yra ∼ 10 - 6 M ⊙. Norint nustatyti, kad CPR branduoliai yra bendri neutroninėms žvaigždėms, gaminamoms abiejuose šaltiniuose sunkiesiems sunkiesiems, reikalingi nuoseklūs astrofiziniai modeliai. r-branduoliai ir tie, kurie skirti Fe. Mes parodome, kad stebėjimo duomenys visiškai atitinka dviejų komponentų modelį. Konkretus sunkiųjų gamybos mechanizmas ir vieta r-lieka branduolių.


Kaip veikia PET?

PET veikia nuskaitymo įtaisą (mašiną, kurios centre yra didelė skylė) aptikti fotonus (subatomines daleles), kuriuos radionuklidas skleidžia tiriamame organe ar audinyje.

Radionuklidai, naudojami atliekant PET tyrimus, gaminami radioaktyvų atomą prijungus prie cheminių medžiagų, kurias tam tikras organas ar audinys natūraliai naudoja jo metabolizmo procese. Pavyzdžiui, atliekant PET smegenų tyrimus, gliukozei (cukraus kiekiui kraujyje) taikomas radioaktyvus atomas, sukuriantis radionuklidą, vadinamą fluorodeoksigliukoze (FDG), nes smegenys metabolizmui naudoja gliukozę. FDG plačiai naudojamas PET skenavime.

Atsižvelgiant į nuskaitymo tikslą, PET skenavimui gali būti naudojamos kitos medžiagos. Jei domimasi kraujo tekėjimu ir organo ar audinio perfuzija, radionuklidas gali būti radioaktyviojo deguonies, anglies, azoto ar galio rūšis.

Radionuklidas į veną įvedamas per intraveninę (IV) liniją. Toliau PET skaitytuvas lėtai juda per tiriamą kūno dalį. Pozitronai skleidžiami skaidant radionuklidą. Išmetant positronus susidaro gama spinduliai, o tada skaitytuvas aptinka gama spindulius. Kompiuteris analizuoja gama spindulius ir naudojasi informacija kurdamas tiriamo organo ar audinio vaizdinį žemėlapį. Audinyje surinktas radionuklidų kiekis turi įtakos audinio ryškumui vaizde ir nurodo organo ar audinio funkcijos lygį.


Kaip apskaičiuoti pusinės eliminacijos laiką?

Šiuo metu jūs esate patyręs pusinės eliminacijos periodo formulę ir jums gali kilti klausimas, kaip rasti pusinės eliminacijos periodą, naudojant tą pusperiodžio lygtį. Pusinės eliminacijos periodo apskaičiavimas yra šiek tiek sudėtingas, tačiau supratimo procesą supaprastinsime. Leiskite apskaičiuoti elemento pusinės eliminacijos laiką prisiimdami keletą dalykų.

t = 120 sekundžių

T = 60 sekundžių

Taigi, jei pradinės 200 gramų vertės elementas suyra iki 50 gramų per 120 sekundžių, jo pusinės eliminacijos laikas bus 60 sekundžių.

Panašiai galite apskaičiuoti kitus parametrus, tokius kaip pradinis kiekis, likęs kiekis ir laikas, naudodami aukščiau pateiktas lygtis. Jei nenorite įsitraukti į šiuos sudėtingus skaičiavimus, tiesiog įdėkite vertes į aukščiau pateiktą skaičiuoklę. Mūsų skaičiuoklė jums supaprastins visą procesą.

Peržiūrėkite dar kelis mūsų sukurtus skaičiuotuvus, sukurtus būtent jums.


3. ŠVIESOS Kreivės

Norėdami išbandyti, kaip vėlyvojo laiko branduolinio kaitinimo greičio ir sudėties pokyčiai veikia galimas elektromagnetines pereinamąsias medžiagas, susijusias su neutronų žvaigždžių susijungimais, apskaičiuojame šviesos kreives, naudodamiesi supaprastinta pilkojo radiacinio transporto schema sferiškai simetriškame nuotėkyje.

3.1. Radiacinio perdavimo metodai

Manoma, kad išstūmimas išsiplės homologiškai, kad r = vt. Tada nutekėjimo tankio struktūrą apibūdina

„SkyNet“ pateikia šildymo greitį (t), kuris yra bendras energijos kiekis, išsiskyręs masės vienetui ir laiko vienetui dėl branduolinių reakcijų. Didžiąją šios energijos dalį neša neutrinai, tačiau, sakoma, dalį jų f, yra termiškai apdorotas medžiagoje. Taigi f(t) yra medžiagos kaitinimo greitis dėl branduolinių reakcijų ir skilimo.

Jei srautas yra homologiškas, greitį galima laikyti Lagrango koordinatėmis. Pilkos, Lagrango radiacinės transporto lygčių užrašymas pagal pirmąją eilę v/c (pvz., Mihalas ir amp. Weibel-Mihalas 1999), naudojant greitį kaip Lagrango koordinatę ir įtraukiant energijos išsiskyrimą iš branduolinių reakcijų

kur E yra radiacijos energijos tankis, t yra laikas nuo susijungimo, v yra greitis, išmatuotas šviesos greičio vienetais c, F yra radiacijos srautas, ρ yra (11) lygtyje nurodytas tankis, κ yra neskaidrumas, a = 4σ/c yra radiacijos konstanta kur σ yra Stefano – Boltzmanno konstanta, T yra skysčio temperatūra, yra Eddingtono koeficientas (t. y. radiacijos slėgio ir radiacijos energijos tankio santykis), u yra specifinė skysčio vidinė energija, p yra skysčio slėgis, f yra termizuoto šildymo greičio dalis. Šildymo greitis nėra visiškai terminis, nes didelė branduolio skilimo energijos dalis patenka į neutrinus, o gama spinduliai neutralizuojami iš sistemos, o gama - tik iš dalies. Norint tiksliai apskaičiuoti termizacijos dalį, reikėtų daug išsamesnės informacijos apie β- pralaimi nei tai, kas yra REACLIB, ir taip pat tektų tai padaryti γ-vežio transportas. Stebėdami Barnesą ir Kaseną (2013), mes įsivaikiname f = 0.3.

Daroma prielaida, kad skystis yra nereliatyvistinės, nedegeneruotos idealios dujos, kurių molekulinė masė μ, kad specifinė vidinė energija būtų u = 3 T/(2μ). Pilkos spalvos transporto lygtys yra diskretizuojamos erdvėje pakopotame tinklelyje su E ir u apibrėžta zonų centruose ir F apibrėžta zonos kraštuose. Gauta įprastų diferencialinių lygčių sistema yra laiku išspręsta naudojant atgalinį Eulerio metodą. Eddingtono veiksniai gaunami sprendžiant statinę Boltzmanno transporto lygtį liestinių spindulių tinklelyje laiko žingsnio pradžioje. Šis metodas yra panašus į aprašytą Ensman (1994), kuris specializuojasi homologiniam nutekėjimui. Pasirenkamos zonos, logaritmiškai didėjančios tolstant nuo maksimalaus spindulio. Tai daroma siekiant užtikrinti, kad radiacijos atsiejimo sluoksnis būtų išspręstas net esant dideliam tankiui.

Manoma, kad tankio struktūrą apibūdina sulaužytas galios dėsnis, kaip teigiama Chevalier & amp Soker (1989). Šis pasirinkimas buvo padarytas daugiausia siekiant palengvinti palyginimą su Barnes & amp Kasen (2013). Galios dėsnio lūžio ir tankio skalė yra fiksuota, kad gautų norimą bendrą nuotėkio masę ir bendrą kinetinę energiją. Mes naudojame ir v = 0.1 c, kur c yra šviesos greitis visiems šviesos kreivės modeliams (pvz., Hotokezaka ir kt. 2013a Rosswog 2013 Foucart ir kt. 2014).

Pažymime, kad tankio raida transporto modelyje ir 1 lygtyje pateikta proporcinga t −3, tačiau jie turi skirtingus masto veiksnius. Pagrindinis punktas ρ(t), pateiktą (1) lygtyje, siekiama kontroliuoti laiką, per kurį tankis keičiasi nukleosintezės metu (t 1 s), tačiau ekstrapoliuojant šį tankį į vėlyvą laiką ir darant prielaidą, kad tai yra tolygus fiksuoto greičio besiplečiančio dujų rutulio tankis, daugeliu atvejų atsiras superlumininio išsiplėtimo greitis. (11) lygtis pateikia daug pagrįstesnį tankio įvertinimą vėlyvuoju laiku pasibaigus nukleosintezei.

Apskaičiuoti tikslų mišinio bangos ilgį ir temperatūrą, atsižvelgiant į daug elementų ir absorbcijos linijų, yra labai sunku. Ypač lantanido ir aktinido elementų grupės turi labai sudėtingas linijų struktūras, o sudėtingiausios linijos struktūra ir neskaidrumas buvo atlikti tik keliems tipiniams nuklidams (pvz., Kasen ir kt., 2013). Tokie išsamūs neskaidrumo skaičiavimai nepatenka į šio darbo sritį ir mes naudojame paprastą receptą, kad apskaičiuotume pilką neskaidrumą κ kaip temperatūros funkcija T ir kompozicija kaip

kur κFe(T) ir yra geležies ir neodimio drumstumai, pateikti Kasen ir kt. (2013). Suma apima visas lantanido ir aktinido rūšis su Xi yra tam tikros lantanido ar aktinido rūšies masės dalis. Geležies neskaidrumą atimame iš neodimio drumstumo, nes jis pateiktas Kasen ir kt. (2013) iš tikrųjų yra mišinio, kuriame yra Xi neodimio ir geležies. Mūsų apytikslė vertė daro prielaidą, kad kiekvienas lantanidas ir aktinidas prisideda prie to paties skaičiaus linijų, kurių energijos pasiskirstymas yra vienodas. Pilkajame skaičiavime naudojamas neskaidrumas yra Plancko vidutinis neskaidrumas, kuris yra tinkamas, kai Sobolevo aproksimacijoje apskaičiuojamas nuo bangos ilgio priklausomas neskaidrumas (D. Kasen 2015, privatus bendravimas). Esant aukštesnei nei 10 4 K temperatūrai, drumstumas laikomas pastoviu, nes jonizacijos būsenos, kuriomis būtų galima naudotis tokioje temperatūroje, nebuvo įtrauktos į pirminį neskaidrumo skaičiavimą, o drumstumai ten dirbtinai maži (D. Kasen 2015, privatus bendravimas).

3.2. Kilonovos šviesos kreivių priklausomybė nuo nutekėjimo savybių

8 paveiksle parodytos atvejų, kurių galutinis gausumas parodytas 1 paveiksle, šviesos kreivės ir kaitinimo dažniai. Kairiajame skydelyje gausu lantanido turinčių atvejų (Ye = 0,01, 0,19) yra maždaug dimensijos laipsnio dimeris nei korpusas be lantanido (Ye = 0,25) ir jie pasiekia maksimumą maždaug savaitę, o ne apie parą. Efektyvi temperatūra piko metu, kai gausu lantanido, taip pat yra daug žemesnė (

5700 K) nei korpuso be lantanido temperatūra. Tačiau šildymo rodikliai nuo 0,01 iki 100 dienų tiems trims atvejams yra beveik vienodi, todėl reikšmingus šviesos kreivių skirtumus lemia tik išmetimo lantanidų kiekis ir jų poveikis drumstumui. Lyginant atvejus Ye = 0,25 ir Ye = 0,50, kurie abu neturi lantanido, matomas kaitinimo greičio poveikis šviesos kreivei. Šildymo greitis yra mažesnis Ye = 0,50 atvejo, nes dažniausiai gaminami stabilūs branduoliai, dėl ko mažiau šildoma. Rezultatas yra tas, kad šviesos kreivė Ye = 0,50 atvejo smailė šiek tiek vėliau (2,6 dienos, palyginti su 1,2 dienos per Ye = 0,25), yra maždaug pagal dydį dimeris ir raudonesnis (spektrinė temperatūra yra

8 paveikslas. Šviesos kreivės ir kai kurių pasirinktų nukleosintezės skaičiavimų greičiai. Kairė: Ye = 0,01, 0,19, 0,25, 0,50 ir τ = 7,1 ms. Su Ye = 0,01 ir Ye = 0,19, gauname visą r procesą, todėl išstūmimas yra turtingas lantanidu, o tai smarkiai padidina neskaidrumą, dėl kurio atsiranda silpnas pereinamasis momentas, kuris pasiekia viršūnę maždaug savaitę po nukleosintezės įvykio. Tai priešingai nei Ye = 0,25 atvejis, kurio kaitinimo greitis yra labai panašus į mažoYe atvejų, tačiau nesukuria lantanidų, todėl trumpalaikis yra ryškesnis ir pasiekia aukščiausią tašką anksčiau. Ye = 0,50 trumpalaikis taip pat yra be lantanido ir pasiekia didžiausią vertę per kelias dienas, tačiau kadangi susidaro didelis kiekis stabilių nuklidų, kaitinimas yra daug mažesnis, o tai sukelia silpną pereinamąjį laiką. Teisė: Ye = 0,25 ir τ = 7,1 ms. Kaip matėme 1 paveiksle, ir atvejai yra daug lantanido, o be lantanido, o tai aiškiai matoma šviesos kreivėse. Nors ir iš esmės tas pats šildymo greitis, korpusas yra žymiai silpnesnis, nes jame yra nedidelis lantanidų kiekis. Tikimasi, kad dvinarių neutronų žvaigždžių susijungimo išstumoje bus entropijos tarp 1 ir (pvz., Goriely et al. 2011 Just et al. 2015).

Kairiajame 8 paveikslo skydelyje šviesos kreivės Ye = 0,01 ir Ye = 0,19 yra nedidelis pikas labai anksti (apie 0,04 dienos). Ši ankstyva piko priežastis yra mūsų nepakankamai įvertintas neskaidrumas esant aukštai temperatūrai. Ankstyvaisiais laikais šviesos kreivėje taip pat yra nedidelis smūgis Ye = 0,50 atvejis, kurį lemia šildymo greičio elgesys ankstyvuoju laikotarpiu. Nustatydami tikrąją šviesos kreivės smailę, mes neatsižvelgiame į visas smailes anksčiau nei po 0,5 dienos, nebent jos yra daugiau nei tris kartus ryškesnės už visas smailes po 0,5 dienos. Jei po 0,5 dienos nėra smailių, mes pasirenkame ryškiausią viršūnę, kuri yra daugiau nei tris kartus ryškesnė už naujausią smailę (kuri taip pat yra prieš 0,5 dienos).

Dešiniajame 8 paveikslo skydelyje parodytos pasirinktos šviesos kreivės su Ye = 0,25 ir įvairios pradinės entropijos. Tokiais atvejais gaunamos labai tipiškos lantanido turinčios šviesos kreivės, tuo tarpu gaunama tipiška šviesos kreivė be lantanido ir gaunama šviesos kreivė, kurioje yra pėdsakų lantanidų.

Tais atvejais, kai mes gaminame žemesnius lantanidus Ye, mes tikimės, kad didžiausias šviesumas padidės ir pereis į ankstesnį laiką didesniu Ye kai ejecta pereina nuo turtingo lantanido į be lantanido, nes staiga praeina didelis indėlis į neskaidrumą iš lantanidų (Kasen et al. 2013 Tanaka & amp Hotokezaka 2013). Tai parodyta 9 paveiksle. Kai lantanidai nėra gaminami, trumpalaikis paprastai tampa ryškesnis, trumpesnis ir mėlynesnis. Iš 3 paveikslo primename, kad 1 dienos kaitinimo greitis šiek tiek sumažėja, kai lantanidai praeina. Taigi didžiausias ryškumas Lp lantanido neturinčiais atvejais yra didesnis ne todėl, kad tais atvejais yra daugiau šildymo, o todėl, kad pikas įvyksta anksčiau (dėl mažesnio neskaidrumo), o kaitinimo greitis visada didesnis anksčiau nei vėlesniais laikais.

9 paveikslas. Šviesos kreivės rezultatai kaip funkcija Ye pasirinktoms reikšmėms s ir τ. Norėdami parodyti, kaip lantanidai ir gausus neutronų užšalimas veikia šviesos kreivę, mes vėl parodome lantanido ir aktinido gausą X„La + Ac“ piko metu ir neutronų gausa Xn 10 minučių, kurios jau buvo parodytos 3 paveiksle. Be to, mes apskaičiuojame šildymo greitį M piko metu su smailės šviesumu Lp, piko laikas tpir efektyvi juodųjų kūnų temperatūra Tef šviesos kreivės smailėje. Atkreipkite dėmesį, kad užšalimo, kuriame gausu neutronų, šildymo greitis M ir piko laikas tp nuimkite svarstykles, jų reikšmės yra atitinkamai ir 15–30 minučių. Kaip tikėtasi, Lp gana tiksliai seka kaitinimo greitį, išskyrus tuos atvejus, kai gauname daug neutronų užšalimą. Tokiais atvejais mes gauname ryškų, labai mėlyną praeinantį laiką. Tikslus taškas Ye perėjimas nuo neutronais varomos pereinamosios į paprastą kilonovą šiame paveiksle yra šiek tiek savavališkas, nes tai priklauso nuo tikslaus pasirinkto šviesos kreivės smailės nustatymo metodo, kaip paaiškinta tekste. Be neutronų varomų pereinamųjų procesų, bendra tendencija yra ta, kad vėlesniais laikais matome šiek tiek blankesnį, raudonesnį trumpalaikį, jei išstūmimas yra turtingas lantanido, ir ryškesnį, mėlynesnį praeinantį ankstesniais laikais, jei jame nėra lantanido. Tai atitinka ankstesnius darbus (pvz., Barnes & amp Kasen 2013).

Žvelgiant į laiką tp šviesos kreivės 9 paveiksle matome, kad šviesos kreivė pasiekia maksimumą maždaug po 6 dienų, jei išstūmimas yra turtingas lantanido, ir maždaug per vieną dieną, jei išstumiamaisiais elementais nėra lantanido, o tai atitinka ankstesnį darbą (pvz., Roberts et al. 2011 m. Barnesas ir Kasenas 2013 m. Tanaka ir amp. Hotokezaka 2013 m.). Aukštai Ye, kur matome kai kuriuos kaitinimo greičio svyravimus dėl gaminamų specifinių nuklidų (kaip paaiškinta 2.4 skirsnyje), kaitinimo greičio kitimas atsispindi smailės šviesyje Lp ir piko laikas tp. Didesnis kaitinimas lemia trumpesnį praeinantį laiką vėliau, nes šildant išstumiama šilčiau eiga, todėl neskaidrumas išlieka didelis, nes yra daugiau sužadintų lygių, o tai padidina optiškai storų linijų skaičių (Kasen et al. 2013). Ir atvirkščiai, mažiau kaitinant, praeityje praeinantis šviesos reguliatorius praeina, nes išstūmimas yra vėsesnis, todėl neskaidrumas yra mažesnis.Šis pokytis atsispindi ir efektyvioje temperatūroje Tef trumpalaikio, bet mažesnio laipsnio. Apskritai pereinamieji laikotarpiai, kuriuose yra daug lantanido, turi Tef

1.8 μm infraraudonųjų spindulių H ir K juostose. Lantanido neturintys trumpalaikiai reiškiniai turi Tef

6000 K (nors tai yra šiek tiek mažesnė, kai labai didelis Ye kur sumažėja radioaktyvusis šildymas), kurio pikas yra didžiausias λ

480 nm optinėje B juostoje.

9 paveiksle taip pat aiškiai matome, kad gausus neutronų užšalimas sukelia labai ryškius, labai ankstyvus ir labai ultravioletinius pereinamuosius procesus. Švariausi pavyzdžiai yra s30τ0,1 ir s100τ0.1. Šviesumas svyruoja nuo 2 & # x00d7 10 41–10 42 erg s –1, efektyvioji temperatūra yra apie 7 & # x00d7 10 4 K, kurio smailė siekia λ

40 nm (ekstremali ultravioletinė spinduliuotė), o smailė įvyksta praėjus maždaug valandai po nukleosintezės įvykio. Šie rezultatai labai panašūs į tuos, kuriuos metzgeris ir kt. (2015) nustatė, kad nustatyta didžiausia efektyvioji temperatūra

10 4 K, nes jie naudojo didesnius neskaidrumus (κ = 30 cm 2 g −1), nes jų trajektorijose vis dar buvo nemažas kiekis lantanidų ir aktinidų (B. Metzger 2015, privatus bendravimas). Mūsų atveju nerandame reikšmingo lantanidų ar aktinidų kiekio, jei gauname stiprią neutronų gausą, todėl gauname mažesnį neskaidrumą, kuris pakelia efektyvią temperatūrą Li & amp Paczyński (1998), todėl toks trumpalaikis dar sunkiau nustatyti, nes jis smailėja giliau ultravioletiniame spindulyje. Panašu, kad reikia daugiau darbo norint nuosekliai modeliuoti šiuos neutronais varomus pereinamuosius reiškinius.

Atkreipkite dėmesį, kad perėjimo taškas Ye 9 paveiksle, kur šviesos kreivė smailėja maždaug per 1 valandą iki tos vietos, kur ji pasiekia kelias dienas, yra šiek tiek savavališkai, nes tai priklauso nuo to, kaip mes nustatysime šviesos kreivės smailę. Kaip paaiškinta aukščiau, mes savavališkai nusprendėme atsižvelgti į smailes, atsirandančias anksčiau nei po 0,5 dienos, jei jos yra daugiau nei tris kartus ryškesnės už bet kurias vėlesnes smailes. Tai pateisina tai, kad ankstyvosios viršūnės yra labai trumpos ir todėl jas sunku aptikti, tačiau tais atvejais, kai gauname tik trumpą, ryškią ankstyvąją smailę, nenorime išskirti jokių vėlesnių viršūnių, kurios iš tikrųjų yra tik aukščiausi labai negilios ir ilgos plynaukštės.

Mes pabrėžiame, kad šiame skyriuje naudojami nutekėjimai turėjo homogeniškas kompozicijas. Gamtoje nutekėjimas iš kompaktiškų objektų susijungimų šiek tiek pasklis elektronų frakcijose, todėl turės nehomogeninių kompozicijų. Nepaisant to, mūsų supaprastinti modeliai nurodo kilonovos šviesos kreivių jautrumą vidutinės elektronų frakcijos, entropijos ir dinaminės laiko juostos kitimams r proceso nukleosintezės metu.

3.3. Masinės galimų Kilonovos stebėjimų sąmatos

Kadangi išstūmimo masė yra mūsų supaprastinto šviesos kreivės modelio parametras, galime pabandyti uždėti apatinę ejectos masės ribą, reikalingą galimų kilonovų stebėjimams atkurti. Galimai kilonovai, susietai su GRB 130603B, yra vienas stebėjimas infraraudonaisiais spinduliais, viena viršutinė optinio ir viršutinė infraraudonųjų spindulių riba vėlyvuoju laiku (Berger et al. 2013 Tanvir et al. 2013). Už kiekvieną mūsų mažos skiriamosios gebos tašką sym0 parametrų erdvėje apskaičiuojame devynias šviesos kreives su visais deriniais v/c = 0,1, 0,2, 0,3 ir M/M = 0,01, 0,05, 0,15. Tada apskaičiuojame pastebėtus AB dydžius, atsirandančius dėl šviesos kreivės poilsio kadro metu, kai buvo atliekami stebėjimai, atsižvelgiant į raudoną poslinkį ir faktinį filtro atsaką. Hablo kosminis teleskopas (HST). 4 Galiausiai mes interpoliuojam gautus stebimus dydžius kaip išstumiamos masės funkciją, kad rastume mažiausią masę, kuri atkartoja stebimą dydį artimoje infraraudonųjų spindulių juostoje (HST filtras WFC3 / F160W, likusioje kadroje apytiksliai J juostos) ir sukuria optinį signalą (HST filtras WFC3 / F606W, maždaug B juostos poilsio rėmelyje), kuris yra žemiau pastebėtų viršutinių ribų.

Mes pakartojame aukščiau aprašytą procedūrą šviesos kreivėms, apskaičiuotoms naudojant skirtingus šildymo efektyvumus f (žr. (14) lygtį), kaip tiksli f nėra žinomas, bet turi tiesioginę įtaką kilonovos ryškumui. Pagal 0,3 ir 0,5 nustatome, kad minimalios (per visą mūsų parametrų erdvę) išstumiamosios masės, reikalingos atitikti galimai pastebėtą kilonovą po GRB 130603B, yra atitinkamai 0,09, 0,03 ir 0,02 saulės masės. Tai yra pagrįstas rezultatas, nes mes tikimės, kad didėjant šildymo efektyvumui mažiausia masė, reikalinga vienodo ryškumo kilonovai pagaminti, sumažės.

Jei pakartotume tą pačią procedūrą su potencialiai stebima kilonova po GRB 060614 (kur aptikti abu artimojo infraraudonojo spindulio (Hablo kosminis teleskopas (HST) filtras WFPC2 / F814W, maždaug R juostos poilsio rėmelyje) ir optinis HST filtras WFPC2 / F606W, apytiksliai V juostos poilsio rėmelyje), dvi infraraudonųjų spindulių viršutinės ribos vėlyvu metu ir optinė viršutinė ribos vėlyvu metu (Jin ir kt., 2015, Yang ir kt., 2015)), nustatėme, kad šviesos kreivės, apskaičiuotos pagal f = 0,1 gali atitikti stebėjimus ir f = 0,3 ir 0,5, mums reikalinga mažiausia 0,04 ir 0,05 saulės masė. Pažymime, kad didesnė išmetimo masė reikalinga, kai manoma, kad šildymo efektyvumas didesnis. Kadangi GRB 060614 yra dviejų juostų stebėjimai, mūsų priepuoliai jautriau reaguoja į šviesos kreivės modeliuose nustatytą spektrinę temperatūrą nei GRB 130603B atveju. Kokybiškai spektrinės temperatūros skalės yra atvirkštinės, atsižvelgiant į masę ir proporcingai šildymo efektyvumui (Li & amp Paczyński 1998). Todėl norint išlaikyti fiksuotą spektrinę temperatūrą didinant šildymo efektyvumą, taip pat reikia padidinti bendrą masę. Mūsų paprastas efektyviosios temperatūros apskaičiavimo metodas greičiausiai nėra pakankamas išsamiam susidūrimui su kelių juostų stebėjimais, todėl šios minimalios masės būtinai yra apytikslės. Kitas šio minimalios leistinos masės nustatymo metodo klausimas yra tai, kad ištekėjimas neturi homogeniškos sudėties (pvz., Wanajo ir kt. 2014 Just ir kt. 2015 Kasen ir kt. 2015 Metzger ir kt. 2015). Todėl norint gauti tikslesnius mažiausios išmestos masės įvertinimus šiuose potencialiuose kilonovos įvykiuose, reikia sudėtingesnio šviesos kreivės modelio ir hidrodinaminių modeliavimų. Tokia analizė buvo atlikta Hotokezaka ir kt. (2013b) GRB 130603B, kur jie nustatė pageidaujamas išmetimo mases tarp 0,02 ir 0,1 M.

Nepaisant to, mūsų čia pateiktas darbas bus labai naudingas įvertinant mases ir galbūt net kitus parametrus iš būsimų kilonovų stebėjimų. Taikant sudėtingą radiacijos perdavimo metodą, galima apskaičiuoti tikslias šviesos kreives, naudojant mūsų kaitinimo greitį ir lantanido bei aktinido gausą. Mūsų išvados, kad šildymo greitis labai nepriklauso, pasekmė Ye turtingame lantanide režime (ir net ne toliau s ir τ išskyrus labai žemą Ye) yra tai, kad bus galima gana tiksliai įvertinti būsimų stebimų kilonovų išmetimo masę tiksliai nežinant Ye, sir τ. Tačiau įspėjimas yra tas, kad reikia gerai žinoti šildymo efektyvumą ir lantanido bei aktinido drumstumą.


4. Rezultatai

4.1. Lees keltų smėlio profilis

Šešių smėlio mėginių 10 Be duomenys (žr. 1 lentelę) buvo modeliuojami naudojant 2 lentelėje nurodytus apribojimus. Šie duomenys leido sprendimus, kurie viršijo chi kvadrato ribą 95% (2σ) patikimumo langą ir parodė gerai elgiamą eksponentinį 10 Be koncentracijos sumažėjimą su gyliu (4a pav.). Analizei buvo palikti tik šios vertės arba mažesni tirpalai, kad paklaida būtų tinkamai paskaičiuota į apskaičiuotus parametrus. Dėl mūsų nustatyto grynosios erozijos suvaržymo erozijos greičio tirpalo erdvė yra sutrumpinta, todėl nėra naudinga vertinant erozijos greitį (5 pav.). Iš šešių imčių modeliavimo gaunamos modalinės vertės - 83,9−14.1 +19,1 ka ir 9,49−2.52 +1,21 × 10 4 atomai g −1 atitinkamai pagal amžių ir paveldėjimą (3 lentelė ir 5 paveikslas).

Amžius (ka) Paveldimumas (10 4 atomų g −1) Erozijos dažnis (cm ka −1)
Vidutinis 86.0 9.35 0.17
Vidutinis 85.7 9.40 0.18
Režimas 83.9 9.49 0.28
Žemiausia χ 2 76.8 8.21 0.06
Maksimalus 103.8 10.7 0.35
Minimumas 69.8 6.97 0.00
  • a Didžiausia ir mažiausia reikšmės yra 95% (2σ) pasitikėjimo langas kiekvienam smėlio duomenų, skirtų akmenukų duomenims, kurių nukirpimas, parametras χ Buvo nustatytas 2 ≤ 30, todėl imituojant negalima gauti pagrįstos neapibrėžtumo. Statistika parodyta dėl erozijos lygio, tačiau kadangi grynoji erozija buvo suvaržyta, jos negalima naudoti norint pranešti apie erozijos lygio vertę.

Nors modeliuojant sukurtų kreivių rinkiniui grąžinama minimali chi kvadrato vertė, lyginant amžiaus ir susijusių chi kvadrato reikšmių tirpalo erdvę (5 pav.), Paaiškėja, kad šiam profiliui optimizavimas nebus suderintas su vienu sprendimas. Šie rezultatai rodo platų amžių, kai chi kvadrato vertės iš esmės yra identiškos minimaliai chi kvadrato vertei. Tai yra, kai chi kvadrato vertė sumažėja iki minimalios vertės, kurią leidžia šis duomenų rinkinys, gautas amžius nepriartėja prie unikalios vertės. Tai yra priešingai nei paveldėjimo sprendimo erdvė (5 pav.), Kuri sumažėja chi-kvadrato verte ir sutampa su unikaliu sprendimu. Nagrinėjant gautas amžiaus ir erozijos greičio poras nevaržomai imituojant, toliau nėra jokio ryšio tarp minimizuoto chi kvadrato ir amžiaus. 6 paveiksle parodyta, kad bet kuris amžius, didesnis nei ∼70 ka, yra vienodai tikėtinas ir iš optimizavimo algoritmo. Todėl šiam duomenų rinkiniui galima išspręsti tik minimalų amžių, netaikant grynosios erozijos ar erozijos lygio.

4.2. Lees keltų akmenukų profilis

Išmatuotos smėlio profilio TCN koncentracijos sukuria teorinį eksponentinį pasiskirstymą, kurio gylis atitinka (1) lygtį - akmenukų profilį, tačiau neįrodo eksponentinio TCN koncentracijos sumažėjimo su gyliu (4b pav.). Visų pirma, dviejų giliausių mėginių 10 Be koncentracijos akmenukų profilyje labai skiriasi nuo teorinės profilio formos, kuria vadovaujasi keturi viršutiniai. Dėl tokio ekstremalaus nuokrypio (~ 75% ir ~ 500% nuo numatomų koncentracijų, remiantis viršutinių keturių tendencija) šių dviejų giliausių akmenukų pavyzdžių nebuvo galima įtraukti į modelį, nes akivaizdu, kad joks sprendimas netenkintų visi šeši mėginiai.

Keturių viršutinių akmenukų mėginių „10 Be“ duomenys (žr. 1 lentelę) buvo modeliuojami naudojant tuos pačius modelio apribojimus, kaip ir smėlio mėginiams, nes jie buvo surinkti toje pačioje duobėje. Šiems mėginiams 95% chi kvadrato ribos ar žemiau jos nebuvoσ) pasitikėjimo langas. Taigi, norint gauti tam tikrą rezultatą, chi kvadrato riba buvo rankiniu būdu padidinta, kad būtų galima atsižvelgti į kiekvieno parametro sprendimo erdvės paskirstymą, remiantis kuo geresnių atitikimo duomenims rinkimu. Nors tai suluošina mūsų gebėjimą kiekybiškai įvertinti apskaičiuotų parametrų paklaidą naudojant (3) lygtį, tai vis tiek leidžia nustatyti labiausiai tikėtinas (modalines) vertes, remiantis duomenimis. Modeliuojant gaunamos 117 ka ir modifikuotos vertės pagal amžių ir paveldimumą atitinkamai 4,60 × 104 4 atomai g −1 (4 lentelė ir 7 paveikslas).

Amžius (ka) Paveldimumas (10 4 atomų g −1) Erozijos dažnis (cm ka −1)
Vidutinis 121 5.24 0.12
Vidutinis 121 5.09 0.12
Režimas 117 4.78 0.20
Žemiausia χ 2 139 7.67 0.17
Maksimalus 157 10.6 0.24
Minimumas 98.6 2.43 0.00
  • a Didžiausia ir mažiausia reikšmės yra 95% (2σ) pasitikėjimo langas kiekvienam smėlio duomenų, skirtų akmenukų duomenims, kurių nukirpimas, parametras χ Buvo nustatytas 2 ≤ 30, todėl imituojant negalima gauti pagrįstos neapibrėžtumo. Statistika parodyta dėl erozijos lygio, tačiau kadangi grynoji erozija buvo suvaržyta, jos negalima naudoti norint pranešti apie erozijos lygio vertę.

Turinys

Atomo branduolį sudaro protonai ir neutronai (dviejų tipų barionai), kuriuos sujungia branduolinė jėga. Šie barionai taip pat susideda iš subatominių pagrindinių dalelių, vadinamų kvarkais, sujungtais stiprios sąveikos. Branduolys yra daugiau ar mažiau sferoidas ir gali būti šiek tiek išplitęs (ilgas), įsiplieskęs (plokščias) arba kitaip ne visai apvalus.

Jei gali būti laikoma, kad branduolio spindulys yra 5 fm (= 10 × 10–15 m), tai reiškia, kad jo skerspjūvis yra maždaug 10–28 m 2, o jo tūris yra apie 10 - 42 m 3.

Izotopai ir nuklidai Redaguoti

Atomo izotopas yra pagrįstas neutronų skaičiumi branduolyje. Skirtingi to paties elemento izotopai turi labai panašias chemines savybes. Skirtingus cheminės medžiagos mėginio izotopus galima atskirti naudojant centrifugą arba naudojant masių spektrometrą. Pirmasis metodas naudojamas sodrintam uranui gaminti iš įprasto urano, o antrasis - anglies datavimui.

Protonų ir neutronų skaičius kartu lemia nuklidą (branduolio tipą). Protonų ir neutronų masės yra beveik vienodos, o jų bendras skaičius, masės skaičius, yra maždaug lygus atomo atominei masei. Bendra elektronų masė yra labai maža, palyginti su branduolio protonų mase, o neutronai sveria maždaug 2000 kartų daugiau nei elektronai.

J. J. Thomsono atrastas elektronas buvo pirmasis ženklas, rodantis, kad atomas turi vidinę struktūrą. XX a. Sandūroje priimtas atomo modelis buvo J. J. Thomsono „slyvų pudingo“ modelis, kuriame atomas buvo didelis teigiamai įkrautas rutulys, kurio viduje buvo įdėti nedideli neigiamai įkrauti elektronai. Amžių sandūroje fizikai taip pat atrado trijų rūšių atomų skleidžiamą spinduliuotę, kurią jie pavadino alfa, beta ir gama spinduliuote. 1911 m. Lise Meitner ir Otto Hahn bei Jameso Chadwicko 1914 m. Eksperimentai atskleidė, kad beta skilimo spektras buvo tęstinis, o ne atskiras. Tai reiškia, kad elektronai buvo išstumti iš atomo su energijų diapazonu, o ne atskirais energijos kiekiais, kurie buvo pastebėti gama ir alfa skilimo metu. Tuo metu tai buvo branduolinės fizikos problema, nes tai rodė, kad šiais skilimais energija nebuvo išsaugota. Vėliau problema sukels neutrino atradimą (žr. Toliau).

1906 m. Ernestas Rutherfordas išleido „Radijo α dalelių spinduliavimas per medžiagą“. [3] Geigeris išplėtė šį darbą bendraudamas su Karališkąja draugija [4] su eksperimentais, kuriuos jis ir Rutherfordas atliko α dalelių pernešimą per orą, aliuminio foliją ir aukso foliją. Daugiau darbų 1909 m. Paskelbė Geigeris ir Marsdenas [5], o dar labiau išplėstą darbą 1910 m. Paskelbė Geigeris [6]. 1911–219 m. Rutherfordas kreipėsi į Karališkąją draugiją, kad paaiškintų eksperimentus ir išdėstytų naują atominės energijos teoriją. branduolys, kaip mes tai dabar suprantame.

Maždaug tuo pačiu metu, kai tai vyko (1909 m.), Ernestas Rutherfordas atliko nepaprastą eksperimentą, kurio metu Hansas Geigeris ir Ernestas Marsdenas, prižiūrimi jo, paleido alfa daleles (helio branduolius) į ploną aukso folijos plėvelę. Slyvų pudingo modelis numatė, kad alfa dalelės turėtų išeiti iš folijos, kai jų trajektorija yra nežymiai sulenkta. Jis buvo sukrėstas sužinojęs, kad kelios dalelės išsibarstė dideliais kampais, kai kuriais atvejais netgi visiškai atgal. Atradimas, pradedant Rutherfordo 1911 m. Duomenų analize, galiausiai paskatino Rutherfordo atomo modelį, kuriame atomas turi labai mažą, labai tankų branduolį, susidedantį iš sunkiųjų teigiamai įkrautų dalelių su įterptais elektronais, kad subalansuotų mokestis. Pavyzdžiui, šiame modelyje azotas-14 susidarė iš branduolio su 14 protonų ir 7 elektronais, o branduolį juosė dar 7 orbitoje esantys elektronai.

Rutherfordo modelis veikė gana gerai, kol 1929. Kalifornijos technologijos institute Franco Rasetti atliko branduolio sukimo tyrimus. Iki 1925 m. Buvo žinoma, kad protonų ir elektronų sukimasis yra 1/2, o Rutherfordo azoto modelyje. -14 14 protonų ir šeši elektronai turėjo būti suporuoti, kad atšauktų vienas kito sukimąsi, o galutinis elektronas turėjo palikti branduolį su 1/2 sukimu. Tačiau Rasetti atrado, kad azoto-14 sukasi vienas.

1930 m. Wolfgangas Pauli negalėjo dalyvauti susitikime Tiubingene ir vietoj to išsiuntė garsų laišką su klasikine įžanga „Gerbiamos radioaktyviosios ponios ir ponai“. Laiške Pauli pasiūlė, kad galbūt branduolyje yra trečioji dalelė, kurią jis pavadino „neutronu“. Jis teigė, kad jis buvo labai lengvas (lengvesnis už elektroną), neturėjo jokio krūvio ir kad jis lengvai nesąveikauja su materija (todėl jis dar nebuvo aptiktas). Ši beviltiška išeitis išsprendė ir energijos išsaugojimo, ir azoto-14 sukimo problemą. Pirmasis dėl to, kad Pauli „neutronas“ nešė papildomą energiją, o antrasis - dėl to, kad papildomas „neutronas“ susiporavo su azoto elektronu. 14 branduolių, suteikiančių jai sukti vieną. 1931 m. Enrico Fermi Pauli „neutroną“ pervadino į neutriną (italų kalba - mažai neutralų), o po maždaug trisdešimties metų pagaliau buvo įrodyta, kad beta skilimo metu neutrinas tikrai išsiskiria.

1932 m. Chadwickas suprato, kad radiacija, kurią pastebėjo Waltheris Bothe, Herbertas L. Beckeris, Irène'as ir Frédéricas Joliot-Curie, iš tikrųjų buvo dėl masyvios dalelės, kurią jis pavadino neutronu. Tais pačiais metais Dmitrijus Ivanenko pasiūlė, kad neutronai iš tikrųjų suko 1/2 dalelės, o branduolyje buvo neutronų ir kad jame nebuvo elektronų, o Francisas Perrinas teigė, kad neutrinai nebuvo branduolio dalelės, bet buvo sukurti beta skilimo metu. Apibendrinant metus, Fermi pateikė neutrino teoriją Gamta (kurį redaktoriai atmetė, nes buvo „per toli nuo realybės“). Fermi toliau dirbo su savo teorija ir 1934 m. Išleido straipsnį, kuriame neutrinas buvo patikimai teoriškai pagrįstas. Tais pačiais metais Hideki Yukawa pasiūlė pirmąją reikšmingą stiprios jėgos teoriją, skirtą paaiškinti, kaip branduolys laikosi kartu.

Su Fermi ir Yukawa dokumentais šiuolaikinis atomo modelis buvo baigtas. Atomo centre yra įtemptas neutronų ir protonų kamuolys, kurį kartu laiko stipri atominė jėga. Nestabiliems branduoliams gali būti alfa skilimas, kurio metu jie skleidžia energinį helio branduolį arba beta skilimą, kuriame išmeta elektroną (arba pozitroną). Po to, kai vienas iš šių skilimų, gautas branduolys gali būti paliktas sužadintoje būsenoje, ir šiuo atveju jis suyra iki pagrindinės būsenos, skleisdamas didelės energijos fotonus (gama skilimas).

Stiprių ir silpnų branduolinių jėgų tyrimas paskatino fizikus susidurti su branduoliais ir elektronais vis didesnėmis energijomis. Šis tyrimas tapo dalelių fizikos mokslu, iš kurio svarbiausias yra standartinis dalelių fizikos modelis, vienijantis stipriąsias, silpnąsias ir elektromagnetines jėgas.

Branduolyje gali būti šimtai nukleonų, o tai reiškia, kad šiek tiek priartinus jį galima traktuoti kaip klasikinę, o ne kvantinę-mechaninę sistemą. Gautame skysčio lašo modelyje branduolys turi energiją, kuri atsiranda iš dalies dėl paviršiaus įtempimo ir iš dalies dėl elektronų atstūmimo iš protonų.Skysčio lašo modelis sugeba atkurti daugybę branduolių ypatybių, įskaitant bendrą energijos surišimo tendenciją masės skaičiaus atžvilgiu, taip pat branduolio dalijimosi reiškinį.

Tačiau ant šio klasikinio paveikslo yra kvantiniai-mechaniniai efektai, kuriuos galima apibūdinti naudojant branduolio apvalkalo modelį, kurį didžiąja dalimi sukūrė Maria Goeppert-Mayer. Branduoliai, turintys tam tikrą skaičių neutronų ir protonų (stebuklingi skaičiai 2, 8, 20, 50, 82, 126, ...), yra ypač stabilūs, nes jų apvalkalai yra užpildyti.

Daugelis dabartinių branduolinės fizikos tyrimų yra susiję su branduolių tyrimais ekstremaliomis sąlygomis, tokiomis kaip didelis sukimasis ir sužadinimo energija. Branduoliai taip pat gali turėti ekstremalias formas (panašias į amerikietiško futbolo formas) arba kraštutinius neutronų ir protonų santykius. Eksperimentuotojai gali sukurti tokius branduolius, naudodami dirbtinai sukeltas sintezės ar nukleono perdavimo reakcijas, pasitelkdami greitintuvo jonų pluoštus. Sijos su dar didesne energija gali būti naudojamos branduoliams sukurti esant labai aukštai temperatūrai, ir yra požymių, kad šie eksperimentai sukėlė fazės perėjimą iš įprastos branduolinės medžiagos į naują būseną - kvarko-gluono plazmą, kurioje kvarkai maišosi su vienu kita, o ne atskirta tripletais, kaip jie yra neutronuose ir protonuose.

Branduolio skilimas Redaguoti

Jei branduolyje yra per mažai arba per daug neutronų, jis gali būti nestabilus ir po kurio laiko sunyks. Pavyzdžiui, azoto-16 atomų (7 protonai, 9 neutronai) beta per kelias sekundes nuo susikūrimo suyra iki deguonies-16 atomų (8 protonai, 8 neutronai). Šiame skilime azoto branduolio neutronas silpnos branduolio jėgos paverčiamas protonu ir elektronu. Atomo elementas keičiasi, nes nors anksčiau jis turėjo septynis protonus (todėl jis tapo azotu), jis dabar turi aštuonis (todėl deguonis). Daugelis elementų turi kelis izotopus, kurie yra stabilūs savaites, metus ar net milijardus metų.

Branduolio sintezė Redaguoti

Kai du šviesos branduoliai labai glaudžiai kontaktuoja vienas su kitu, stipri jėga gali sulieti abu. Norint, kad stipri jėga padarytų poveikį, branduolius reikia stumti pakankamai arti tarpusavyje, reikia daug energijos, todėl branduolio sintezės procesas gali vykti tik esant labai aukštai temperatūrai ar dideliam tankiui. Kai branduoliai yra pakankamai arti vienas kito, stipri jėga įveikia jų elektromagnetinį atstūmimą ir sutraukia juos į naują branduolį. Lengviesiems branduoliams susiliejus, išsiskiria labai didelis energijos kiekis, nes vieno branduolio jungimosi energija didėja, kai masės skaičius iki nikelio-62. Žvaigždės, tokios kaip mūsų saulė, yra sujungtos keturiais protonais susiliejus į helio branduolį, du pozitronus ir du neutrinus. The nekontroliuojamas vandenilio susiliejimas su heliu yra žinomas kaip termobranduolinis bėgimas. Tyrimai, skirti rasti ekonomiškai pagrįstą energijos iš a kontroliuojamas sintezės reakciją šiuo metu vykdo įvairios tyrimų įstaigos (žr. JET ir ITER).

Branduolio dalijimasis Redaguoti

Branduoliams, sunkesniems už nikelį-62, vieno branduolio jungimosi energija mažėja kartu su masės skaičiumi. Todėl energiją galima išlaisvinti, jei sunkusis branduolys išsiskiria į du lengvesnius. Šis atomų dalijimasis vadinamas branduolio dalijimusi.

Alfa skilimo procesas gali būti laikomas specialiu savaiminio branduolio dalijimosi tipu. Šis procesas sukelia labai asimetrišką dalijimąsi, nes keturios alfa dalelę sudarančios dalelės yra ypač glaudžiai susijusios viena su kita, todėl ypač tikėtina, kad šio branduolio gamyba dalijantis.

Tam tikriems sunkiausiems branduoliams, kurie dalydamiesi gamina neutronus ir kurie taip pat lengvai absorbuoja neutronus, kad pradėtų dalijimąsi, galima gauti savaime užsiliepsnojantį neutronų inicijuotą skilimą vadinamosios grandininės reakcijos metu. [Grandininės reakcijos buvo žinomos chemijoje prieš fiziką, ir iš tikrųjų daugelis žinomų procesų, tokių kaip gaisrai ir cheminiai sprogimai, yra cheminės grandininės reakcijos]. Skilimas arba „branduolinė“ grandininė reakcija, naudojant skilimo metu pagamintus neutronus, yra energijos šaltinis atominėms elektrinėms ir dalijimosi tipo branduolinėms bomboms, tokioms kaip dvi, kurias JAV panaudojo prieš Hirosimą ir Nagasakį Antrojo pasaulinio karo pabaigoje. . Sunkūs branduoliai, tokie kaip uranas ir toris, gali savaime dalytis, tačiau daug labiau tikėtina, kad jie suskaidys alfa.

Kad įvyktų neutronų inicijuota grandininė reakcija, tam tikroje erdvėje tam tikromis sąlygomis turi būti kritinė elemento masė (šios sąlygos lėtina ir išsaugo neutronus reakcijoms). Yra vienas žinomas natūralaus branduolio dalijimosi reaktoriaus, kuris prieš daugiau nei 1,5 mlrd. Metų veikė dviejuose Oklo regionuose, Gabone, Afrikoje, pavyzdys. Natūralaus neutrino kiekio matavimai parodė, kad maždaug pusė šilumos, gaunamos iš žemės šerdies, gaunama dėl radioaktyvaus skilimo. Tačiau nežinoma, ar kas nors iš jų atsiranda dėl dalijimosi grandinės reakcijų.

Sunkiųjų elementų gamyba Redaguoti

Visatai atvėšus po didžiojo sprogimo, galiausiai tapo įmanoma dalelėms, kaip mes žinome, kad jos egzistuoja. Labiausiai paplitusios didžiojo sprogimo metu sukurtos dalelės, kurios ir šiandien mums lengvai pastebimos, buvo protonai (vandenilis) ir elektronai (vienodu skaičiumi). Kai kurie sunkesni elementai buvo sukurti protonams susidūrus, tačiau dauguma sunkiųjų elementų, kuriuos šiandien matome, buvo sukurti žvaigždžių viduje per sintezės etapus, pavyzdžiui, protonų-protonų grandinė, CNO ciklas ir trigubas alfa procesą. Žvaigždės evoliucijos metu daromi palaipsniui sunkesni elementai.

Kadangi vieno nukleono jungimosi energija smailė aplink geležį, energija išsiskiria tik sintezės procesuose, vykstančiuose žemiau šio taško. Kadangi susiliejus sunkesnių branduolių sukūrimas kainuoja energiją, gamta griebiasi neutronų gaudymo proceso. Neutronus (dėl jų trūkumo) branduolys lengvai absorbuoja. Sunkiuosius elementus sukuria arba lėtas neutronų gaudymo procesas (vadinamasis s procesas) arba greitasis, arba r procesą. The s procesas vyksta termiškai pulsuojančiose žvaigždėse (vadinamose AGB arba asimptotinėmis milžiniškomis šakų žvaigždėmis) ir trunka nuo šimtų iki tūkstančių metų, kad pasiektų sunkiausius švino ir bismuto elementus. The r Manoma, kad procesas vyksta sprogus supernovai, nes yra aukštos temperatūros, didelio neutronų srauto ir išstumtos medžiagos sąlygos. Dėl šių žvaigždžių sąlygų vienas po kito einantys neutronai labai greitai sugaunami, įtraukiant labai daug neutronų turinčias rūšis, kurios vėliau beta skaidosi iki sunkesnių elementų, ypač vadinamuosiuose laukimo taškuose, kurie atitinka stabilesnius nuklidus su uždarais neutronų lukštais (stebuklingais skaičiais). The r proceso trukmė paprastai būna kelių sekundžių intervale.


Branduoliniai duomenys moksliniams tyrimams

Šiuolaikinis standartinis Visatos atsiradimo modelis postuluoja pradžią, kai visa energija (ir masės energijos ekvivalentas) buvo suspausta į mažytę erdvę su itin dideliu energijos tankiu ir temperatūra. Jūs negalite galvoti apie šį objektą didžiulėje juodoje tuštumoje - pati erdvė buvo labai maža, o energija ją užpildė. Spaudžiamas visos šios energijos, kosmosas pradėjo plėstis. Dėl šio išsiplėtimo sumažėjo energijos tankis ir temperatūra. Populiari dviejų matmenų analogija, padedanti paaiškinti šią keistą padėtį, yra baliono paviršius, kai jis yra susprogdintas. Pripūtimo pradžioje baliono paviršiaus plotas yra nedidelis, tačiau egzistuoja visa „erdvė“. Pripūtimo metu baliono plotas padidėja, lygiai taip pat, kaip visatos erdvės kiekis padidėjo išsiplėtimo, vadinamo „Didžiuoju sprogimu“, metu.

Branduolinė fizika prasidėjo, kai visatos temperatūra maždaug po 200 sekundžių po Didžiojo sprogimo nukrito iki maždaug 10 9 K. Šiuo metu „užšaldė“ šiuo metu stebimas neutronų ir protonų santykis (apie 13% n ir 87% p), o neutronai kartu su protonais sudarė 2 H (deuteronus), 3 He, 4 He (alfa daleles). ) ir 7 Li. Pirmieji šių branduolių gausos santykiai vis dar gali būti stebimi, jei vengiama regionų, kuriuose per Didžiojo sprogimo liekanas buvo apdorota per žvaigždes. Teorijos buvo sukurtos paaiškinti šias gausas. Jie priklauso nuo kelių branduolinių reakcijų skerspjūvių detalių ir globalių veiksnių, tokių kaip & Omega B, visatos visiško bariono tankio (barionai yra neutronai ir protonai). Taigi tikslios kelių branduolinių reakcijų, tokių kaip t + 4 He & rarr & gama + 7 Li, žinios leidžia „pasverti“ visatą (bent jau barijoninę dalį)! Tai leidžia jums aptarti išties didelius klausimus, pavyzdžiui, ar visata ir toliau plėsis amžinai, ar dėl gravitacijos ji nustos plėstis ir žlugti dar vienam didžiajam sprogimui. T-2 mes dirbame su vis tikslesnėmis šviesos jonų reakcijos skerspjūvių vertėmis, naudodami branduolio modeliavimo metodą, vadinamą „R matrica“. Informacija apie mūsų šviesos jonų skerspjūvius pateikiama mūsų astrologiniame rajone. Kitas astrofizikos branduolinių duomenų rinkinys yra LBNL.

Karštas H, He ir Li mišinys tęsėsi išsiplėtęs ir atvėsęs apie 10 15 sekundžių (30 milijonų metų), pasiekdamas 100 K temperatūrą, kol sunkio jėga pradėjo imti ir formuoti galaktikas ir žvaigždes. Dabartinis visatos amžius yra apie 16 milijardų metų (skaičiuojama nuo 9 iki 23 milijardų metų), o temperatūra sumažėjo iki 2,76 K (garsioji „juodojo kūno spinduliuotė“).

Branduolinės energijos gamyba žvaigždėmis

Naudojant mechanizmus, dėl kurių vis dar diskutuojama astronominėje bendruomenėje, iš pradžių vienodas medžiagos pasiskirstymas kažkaip buvo sulaužytas, kad susidarytų grumstai, kurie buvo proto galaktikos. Šių galaktikų viduje kiti grumstai gravitacijos būdu pradėjo byrėti į mažesnius kūnus. Šio žlugimo suspaudimas kaitino dujas, kol jos pradėjo skleisti šviesą į visatą, o tamsa staiga dingo. Šios naujos žvaigždės toliau žlugo ir kaista. Praėjus galbūt 10 ar 100 milijonų metų tolygiai žlugus, naujosios žvaigždės vidinė temperatūra pasiekė maždaug 10 milijonų laipsnių vertę (protonų energija apie 1 keV), ir prasidėjo termobranduolinės reakcijos tarp dujose esančių protonų. Šios reakcijos suteikė naujos energijos, kad žvaigždė spindėtų ir kad ji dar nesugriūtų. Palyginti mažai saulei, kaip ir mūsų, vandenilis gali degti 10 milijardų metų. Šiuo metu šiuo laikotarpiu esame maždaug 5 milijardai metų. Didelės žvaigždės gali išgyventi visą savo gyvenimo ciklą ir sprogti tik per 10 milijonų metų!

Bet kurios žvaigždės gyvenimo pradžioje branduolinis kuras yra vandenilis. Manoma, kad pirmoji reakcija yra p + p & rarrd + e + + & nu, labai mažo skerspjūvio reakcija esant energijoms, esančioms netoli 1 keV (laboratorijoje ji niekada nebuvo pastebėta). Tačiau yra daug protonų ir daug laiko, ir ilgainiui gali kauptis pastebimas kiekis deuterio. Tai savo ruožtu leidžia tokias reakcijas kaip p + d & rarr & gamma + 3 He. Tai gali sekti d + 3 He & rarrp + 4 He, kad užbaigtų protonų suliejimą į helį. Kiekvienas šio proceso žingsnis išskiria energiją žvaigždės valdymui (jei norite sužinoti, kiek energijos išlaisvina konkreti reakcija, peržiūrėkite mūsų internetinį „qtool“). Šių reakcijų ir kitų konkuruojančių reakcijų skerspjūviai taip pat yra mūsų tyrimo, naudojant R matricos metodą, dalis.

Karštos protonų dujos jaunos žvaigždės viduje yra šiluminės pusiausvyros su tam tikra būdinga temperatūra, pavyzdžiui, 10 7 K. Protonų energija pasiskirsto energija nuo gana mažų verčių iki kelių kartų didesnės nei vidutinė energijos, atitinkančios dujų temperatūrą („Maxwell-Boltzmann“ skirstinys). Vidutinis branduolio reakcijos greitis, atitinkantis tokį pasiskirstymą, turi būti tinkamas integralas nuo energijos priklausomos reakcijos skerspjūvio. Tokio reakcijos greičio pavyzdys kelioms deuterono reakcijoms iš mūsų astro zonos pateiktas žemiau:

Abscisės kintamasis „T9“ reiškia 10 9 K vienetus. Atkreipkite dėmesį, kad reakcijos greitis kairiajame krašte (kur vandenilio deginimas vyksta žvaigždėse) yra gana mažas. Tai daugiausia dėl stipraus Kulono atstūmimo tarp teigiamai įkrauto sviedinio ir teigiamai įkrauto taikinio. Šiuos mažus skerspjūvius apie 1 keV laboratorijoje labai sunku išmatuoti naudojant įkrautas daleles. Įprastas požiūris yra bandymas juos išmatuoti esant didesnei energijai ir tada ekstrapoliuoti į astrofizines energijas. Tačiau mūsų grupėje naudojamas R matricos metodas taip pat gali pasinaudoti neutronų sukeltomis reakcijomis, kurios veda prie to paties „junginio branduolio“. Šias reakcijas galima išmatuoti esant mažai energijos, nes tikslinis branduolys neatstumia neutrono. Šis branduolio teorijos pritaikymas astrofizinei problemai gali sumažinti priklausomybę nuo ekstrapoliacijos ir pagerinti astrofizikos duomenų patikimumą.

Nukleosintezė masinėse žvaigždėse

Dauguma elementų ir izotopų, kuriuos matome gamtoje, susidarė masyviose žvaigždėse (tarkime, 10–100 kartų didesnė už mūsų saulės masę) ir supernovos sprogimuose, kurie žymi jų gyvenimo pabaigą. Šių elementų ir izotopų santykinės gausos supratimas buvo puikus astronomijos galvosūkis per pastaruosius 70 metų, o atsakymas labai priklausė nuo branduolinės fizikos ir vis didėjančio branduolinių duomenų. Procesas, kurio metu buvo sukurta materija, sudaranti mūsų planetą ir kūną, vadinamas „nukleosinteze“.

Žvaigždės vandenilio degimo stadijos „pelenai“ yra 4 He branduoliai. Kai vandenilio suvartojama tiek, kad generuojamos energijos nepakaktų išorinių žvaigždės sričių svoriui išlaikyti prieš gravitacijos jėgą, žvaigždė pradeda susitraukti ir kaisti. Kai temperatūra pakyla iki maždaug 0,1 iki 0,2x10 9 K, helis pradeda degti, stabilizuodamas žvaigždės susitraukimą ir paversdamas jį raudonu milžinu. Per sudėtingą branduolinių reakcijų seriją trys 4 He branduoliai susijungia ir sudaro 12 C, kuri tada surenka kitą alfa dalelę reakcijoje 4 He + 12 C & rarr & gama + 16 O. Taigi, helio degimo stadijos pelenai žvaigždžių evoliucijoje yra tik anglies ir deguonies, kurie yra tokie svarbūs gyvybei. Mūsų grupė ypatingą dėmesį skyrė alfa-anglies reakcijai. Labai sunku išmatuoti esant mažoms astrofizinėms energijoms, o ekstrapoliacija pilna neaiškumų. Mūsų R matricos metodas padeda išspręsti šiuos neapibrėžtumus.

25 kartus didesnėje už mūsų saulę žvaigždėje helio degimo stadija trunka apie 500 000 metų. Tada jis patiria kitą susitraukimą ir pradeda deginti anglį ir deguonį. Šis etapas veikia nuo 1 iki 2 T9 temperatūros, o pelenai daugiausia yra 28 Si. Svarbios reakcijos yra tokie dalykai kaip 12 C + 12 C ir rarr & alfa + 20 Ne, kurie vadinami „sunkiųjų jonų reakcijomis“. Šis etapas gali trukti tik kelis šimtus metų - masyvios žvaigždės gyvenimo pabaiga yra labai arti.

Manoma, kad taip atsitinka. Esant maždaug 4 T9 temperatūrai, silicis pradeda degti per labai sudėtingą reakcijų tinklą. Fotodisintegracija tampa svarbi esant tokioms temperatūroms, ir šios „atvirkštinės“ reakcijos sukelia daug neutronų, protonų ir alfa dalelių. Tada šios dalelės bombarduoja sunkesnius branduolius karštoje šerdyje ir kaupia savo mases paeiliui fiksuodamos. Šis nuolatinis branduolių kūrimas ir naikinimas yra palankus tiems, kurie turi didžiausią stabilumą. Kadangi stabiliausi žinomi branduoliai yra šalia geležies, maždaug per vieną dieną didžioji silicio šerdies dalis virsta geležimi! Kai geležies šerdis pasiekia maždaug tokios pat vertės masę, kaip ir mūsų saulė, ji tampa nestabili nuo gravitacinio žlugimo. Per kelias sekundes jis žlunga tol, kol branduoliai stumia vienas prieš kitą - tankis padidėja 100 000 kartų. Tada ji atšoka ir siunčia intensyvią smūgio bangą per išorinius žvaigždės regionus. Šis smūgis susprogdina 90% žvaigždės masės, įskaitant visus vandenilio, helio, anglies-deguonies, silicio ir geležies sluoksnius - tik tai, ko mums reikia norint sukurti planetas ir žmogaus kūną.

Silicio degimo fazei reikalinga informacija apie šimtus neutronų, protonų ir alfa reakcijų bei jų palydovų fotodisintegracijos reakcijas. Kadangi degimas vyksta maždaug 4 T9 temperatūroje, vidutinės dalelių energijos yra MeV diapazone, kur galimi laboratoriniai matavimai. Be to, dabar yra labai gerų branduolinių modelių kodų su vis geresnėmis prognozavimo galimybėmis (pavyzdžiui, GNASH išankstinės pusiausvyros statistinio modelio kodas mūsų grupėje). Neigiama yra tai, kad šiuose procesuose taip pat susidaro daug labai nestabilių nuklidų, o duomenų apie juos nėra. Ateityje šią spragą gali užpildyti naujas radioaktyviųjų jonų pluošto įrenginys. Kita komplikacija yra ta, kad kai kurie nuklidai gali egzistuoti sužadintose būsenose. Teorinis darbas bus reikalingas norint numatyti, kaip sužadintų branduolių reakcijos skerspjūviai skiriasi nuo tų, kurių pagrindinė būsena yra. Tačiau pusiausvyros tarp pirmalaikių reakcijų ir jų atitinkamos atvirkštinės reakcijos pasekmė yra ta, kad skerspjūvio vertė atšaukiama, o pusiausvyros medžiagos gausa priklauso nuo jos rišimosi energijos (Q vertės) ir kai kurių sukimosi faktorių. Todėl labai svarbu turėti išsamią branduolių masių lentelę, kurioje būtų visi galimi silicio ir geležies regione esantys nuklidai, net ir tų, kurių eksperimentų metu neįmanoma pastebėti. Mūsų grupės riboto nuotolio lašelių modelis (FRDM) parodė galimybę apskaičiuoti neišmatuotų branduolių branduolines mases. Norėdami gauti daugiau informacijos apie „Moller-Nix“ mases, galite peržiūrėti mūsų leidinių srities straipsnius arba naudoti internetinę HTML formą, kad gautumėte apskaičiuotą bet kurio norimo nuklido masę (ir kitus parametrus). Eksperimentinės masės taip pat pateikiamos, kai jos yra. Be to, mes turime interaktyvią HTML formą, vadinamą „qtool“, kuri leidžia jums apskaičiuoti reakcijos Q ​​reikšmes iš eksperimentinių masių, prireikus paremtų apskaičiuotomis masėmis.

Sunkiųjų izotopų nukleosintezė

Diskusijoje aukščiau pastebimai praleista bet kokia branduolių gamyba, viršijanti maždaug A = 70. Iš kur atsirado mūsų auksas, volframas ir uranas? Teorija rodo, kad gali būti atsakingi trys papildomi procesai: lėta nuoseklių neutronų absorbcijų seka (s procesas), greita neutronų absorbcijos seka (r procesas) ir greita protonų absorbcijų seka (RP procesas) .

S procese pradedama nuo esamų geležies grupės branduolių. Todėl tikimasi, kad tai įvyks tik antrosios kartos žvaigždėse, kurios subyrėjo iš ankstesnio supernovos sprogimo likučių. Reikalingas neutronų srautas ir labiausiai tikėtina, kad šie neutronai atsiranda dėl įvairių (& alfa, n) reakcijų raudonosios milžinės žvaigždės helio deginimo srityje. Sėklos izotopas Z, A iš geležies srities absorbuoja neutroną, pasikeisdamas iš A į A + 1. Jei naujas izotopas yra stabilus, jis gali absorbuoti kitą neutroną, eidamas į A + 2.Jei jis nestabilus, daroma prielaida, kad neutronų gaudymo greitis yra pakankamai mažas, kad nuklidui būtų pakankamai laiko iki kito gaudymo suskaidyti iki Z + 1, išsiskiriant iš beta ir beta emisijos. Tada tas pats neutronų absorbcijos procesas kartojamas Z + 1. Taigi susidarę nuklidai yra nuklidų diagramos „beta stabilumo slėnyje“. Analizė rodo, kad nuklidų gausa turėtų būti atvirkščiai proporcinga jo skerspjūviui, kad sugertų neutroną, apskaičiuotą vidutiniškai per neutronų spektrą, esantį s proceso metu. Atrodo, kad šiam neutronų pasiskirstymui būdinga maždaug 30 keV vidutinė temperatūra. Taigi branduolinių duomenų reikalavimas s-procesui yra gerai žinoti (n, & gama) skerspjūvius energijos diapazone nuo 1 keV iki 100 keV izotopams, esantiems arti beta stabilumo linijos. Daugelis tokių skerspjūvių buvo išmatuoti ir įvertinti per metus. Tie, kurie pateikiami JAV standartinėje branduolinių duomenų byloje ENDF / B-VII, per mūsų indeksą gali būti prieinami ENDF / B-VII. Kai kurie neapibrėžtumai išlieka, ir jie yra geri tikslai atliekant naujus matavimus.

Šis procesas negali paaiškinti visų pastebėtų izotopų santykių, o r procesas buvo sukurtas problemai išspręsti. Jis taip pat prasideda sėklos nuklidais Z, A iš geležies srities ir absorbuojamas vienas neutronas, kad gautų A + 1. Tačiau labai spartaus r proceso metu daroma prielaida, kad A + 1 gali neturėti laiko irti, kol jis absorbuoja kitą neutroną ir eina į A + 2. Ši seka tęsiasi link vadinamosios „neutronų lašelinės linijos“ link tol, kol tikimybė absorbuoti naują neutroną bus viršyta tikimybe, kad fotodisintegracija atmuš neutroną. Šis balanso taškas apibrėžia šio Z pusiausvyros A vertę. Kai kurie branduoliai per pusiausvyrą suskaidys iki Z + 1, išsiskirdami & beta - emisija, ir suteiks sėklą naujai neutronų fiksavimo serijai. Todėl nukleosintezės kelias juda aukštyn išilgai linijos tarp stabilumo slėnio ir neutronų lašėjimo linijos (poslinkis priklauso nuo tokių sąlygų kaip temperatūra, neutronų srautas ir fotonų srautas), kol galutinis dalijimasis užmuša grandinę aktinido srityje . Šiam procesui akivaizdžiai reikalingas didžiulis neutronų srautas, ir manoma, kad jis vyksta sprogus supernovai. Tai trunka tik kelias sekundes, kai neutronų srautas išsijungia, visi nestabilūs branduoliai, susidarantys r proceso eigoje, skyla & beta spinduliuote iki stabilaus galutinio taško. Šio proceso analizė rodo, kad santykinė kiekvieno nuklido gausa turėtų būti proporcinga jo pirmtako skilimo trukmei r-proceso linijoje. Tai aiškiai sunku atlikti laboratorinius matavimus! Teorija ateina į pagalbą. Tas pats FRDM, kuris pateikia apskaičiuotas branduolines mases, taip pat gali būti naudojamas beta skilimo trukmei įvertinti. Jie pateikiami lentelėse popieriuose, kuriuos galite rasti mūsų (Leidinių srityje, arba interaktyviai naudodamiesi internetine HTML forma. Žemiau parodytas nuklidų, prisidedančių prie r-proceso, ir gautų gausų grafikas, uždedamas ant & beta Maži juodi kvadratai yra stabilūs izotopai, juoda linija žymi žinomų nuklidų ribą turtingoje neutronų pusėje, o purpurinė linija žemiau ir dešinėje yra tipiškas r proceso kontūras. Maži purpuriniai kvadratai parodyti nuklidus, kurie susidaro, kai r proceso proceso linija suyra.


GW170817 - dokumentai

Po trijų mėnesių (ir vieno dvejetainės juodosios skylės aptikimo pranešimo) galiausiai turiu laiko parašyti apie LIGO – Mergelės dokumentų rinkinį, pateiktą kartu su GW170817.

Popieriai

Šiuo metu GW170817 šeimoje yra 9 dokumentai. Vykdomi kiti darbai, pavyzdžiui, detaliai apžvelgiant parametrus. Straipsniai pateikiami žemiau „arXiv“ paskelbimo tvarka. Mano mėgstamiausias yra „GW170817 Discovery Paper“. Daugelis svarbiausių dalykų, ypač iš „Discovery“ ir „Multimessenger Astronomy Papers“, aprašyti mano GW170817 skelbimo pranešimas.

Laikytis visų lydimų stebėjimo rezultatų yra užduotis, kurios net Sizifas nepavydėtų. Esu įsitikinęs, kad apie jų detales bus diskutuojama dar ilgai. Toliau pateikiau nuorodas į keletą (daugiausia kaip [citatos pastabos]), tačiau negarantuojama, kad jos bus išsamios (ir toliau jas plėtosiu ateityje).

0. GW170817 atradimų dokumentas

Pavadinimas: GW170817: Dvejetainės neutroninės žvaigždės įkvėpimo gravitacinių bangų stebėjimas
„arXiv“:
1710.05832 [gr-qc]
Žurnalas:
Fizinės apžvalgos laiškai 119(16):161101(18) 2017
LIGO mokslo santrauka:
GW170817: Dvejetainės neutroninės žvaigždės įkvėpimo gravitacinių bangų stebėjimas

Tai dokumentas, kuriame skelbiama gravitacinių bangų aptikimas. Čia pateikiama signalo savybių apžvalga, pirminiai šaltinio parametrų įvertinimai (atnaujinimus žr. GW170817 ypatybių dokumente) ir dvejetainių neutronų žvaigždžių susijungimo rodiklis, taip pat kitų papildomų dokumentų rezultatų apžvalga.

Buvau nusivylęs, kad & # 8220gravitacinių bangų daugialypės žinios astronomijos era prasidėjo su kaupu ir # 8221 nepadarė galutinio projekto išvados.

−1. „Multimessenger“ astronomijos dokumentas

Aš sunumeravau šį straipsnį kaip -1, nes jame pateikiama apžvalga visi stebėjimai - gravitacinė banga, elektromagnetinė ir neutrino -, lydintys GW170817. Man šiek tiek gaila neutrino stebėtojų, nes jie vieninteliai neaptiko. Apibendrinę gravitacinę bangą ir elektromagnetinius stebėjimus galime patvirtinti, kad dvejetainės neutronų žvaigždžių susijungimai yra (bent jau kai kurių) trumpų gama spindulių pliūpsnių ir kilonovų pirmtakai.

Daryk ne išspausdinę šį darbą, autorių sąrašas tęsiasi 23 puslapiuose.

1. GW170817 gama spindulių serijinis popierius

Pavadinimas: Gravitacinės bangos ir gama spinduliai susijungus dvinarėms neutronų žvaigždėms: GW170817 ir GRB 170817A
„arXiv“:
1710.05834 [astro-ph.HE]
Žurnalas:
Astrofizikos žurnalo laiškai 848(2): L13 (27) 2017 m
LIGO mokslo santrauka:
Gravitacinės bangos ir gama spinduliai susijungus dvinarėms neutronų žvaigždėms: GW170817 ir GRB 170817A

Čia mes sujungiame GIG170817 LIGO – Mergelės stebėjimus ir GRB 170817A Fermi ir INTEGRAL stebėjimus. Iš gravitacinių bangų ir gama spindulių erdvinio ir laiko sutapimo nustatome, kad abi yra susijusios viena su kita. Tarp susijungimo laiko, apskaičiuoto pagal gravitacines bangas, ir gama spindulių atėjimo, praeina 1,7 s. Iš to mes darome keletą išvadų apie srovės, kuri yra gama spindulių šaltinis, struktūrą. Mes taip pat galime tai naudoti norėdami apriboti nukrypimus nuo bendro reliatyvumo, kuris yra kietas. Galiausiai, mes apskaičiuojame, kad per metus, kai mūsų gravitacinių bangų detektoriai pasieks projektinį jautrumą, bus 0,3–1,7 sąnarių gama spindulių – gravitacinių bangų aptikimo!

2. GW170817 Hablo pastovus popierius

Pavadinimas: Hablo konstantos gravitacinės bangos standartinis sirenos matavimas [premijos raštelis]
„arXiv“:
1710.05835 [astro-ph.CO]
Žurnalas:
Gamta 551 (7678): 85–88 2017 m. [Premijos raštelis]
LIGO mokslo santrauka:
Visatos plėtimosi matavimas gravitacinėmis bangomis

Hablo konstanta kiekybiškai įvertina dabartinį Visatos plėtimosi greitį. Jei žinote, kiek toli yra objektas ir kaip greitai jis tolsta (dėl Visatos plėtimosi, o ne dėl to, kad jis yra autobusas ar kažkas, tai yra svarbu), galite įvertinti Hablo konstantą. Dėl gravitacinių bangų įvertinamas atstumas iki GW170817 šaltinio. Optinio trumpalaikio AT 2017gfo stebėjimai leidžia mums identifikuoti galaktiką NGC 4993 kaip GW170817 ir # 8217s šaltinio šeimininką. Mes žinome galaktikos raudoną poslinkį (kuris rodo, kaip greitai ji juda). Todėl, sujungę abu, galime visiškai nauju būdu padaryti išvadą apie Hablo konstantą.

3. GW170817 „Kilonova“ dokumentas

Pavadinimas: Įvertinant dinaminės ejectos indėlį kilonovoje, susietoje su GW170817
„arXiv“:
1710.05836 [astro-ph.HE]
Žurnalas:
Astrofizikos žurnalo laiškai 850(2): L39 (13) 2017 m
LIGO mokslo santrauka:
Numatyti neutronų žvaigždės susidūrimo, sukėlusio GW170817, pasekmes

Susiliejus dviem neutroninėms žvaigždėms, išsiskiria daugybė neutronų turinčios medžiagos. Tai patiria greitą radioaktyvų skilimą, kuris valdo kilonovą - optinę pereinamąją medžiagą. Stebimas signalas priklauso nuo išmestos medžiagos. Čia mes bandome naudoti savo gravitacinių bangų matavimus, kad numatytume ejecta savybes prieš stebėjimo dokumentų pliūpsnį.

4. Stochastinis popierius GW170817

Pavadinimas: GW170817: Kompaktiškų dvejetainių koalescencijų pasekmės stochastinės gravitacijos bangos fonui
„arXiv“:
1710.05837 [gr-qc]
Žurnalas: Fizinės apžvalgos laiškai 120(9):091101(12) 2018
LIGO mokslo santrauka: Neutronų žvaigždės ir juodosios skylės gravitacinių bangų foninė simfonija susilieja

Mes galime aptikti signalus, jei jie yra pakankamai garsūs, tačiau bus daug tylesnių, kurių negalime išskirti iš triukšmo. Jie sujungiami, kad susidarytų sutampantis signalų fonas, o mūsų detektoriuose šurmuliuoja fonas. Norint įvertinti jų foną, naudojame nustatytą dvinarių neutronų žvaigždžių susijungimo greitį. Tai yra mažesnė už dvejetainių juodųjų skylių susijungimo foną (juodosios skylės yra masyvesnės, todėl jos iš esmės garsesnės), tačiau jos visos susumuoja. Vis dar praeis keleri metai, kol aptiksime foninį signalą.

5. GW170817 pradinis popierius

Pavadinimas: Dėl dvinarių neutronų žvaigždžių susijungimo pradininko GW170817
„arXiv“:
1710.05838 [astro-ph.HE]
Žurnalas:
Astrofizikos žurnalo laiškai 850(2): L40 (18) 2017 m
LIGO mokslo santrauka:
GW170817 gamyba: neutroninės žvaigždės, supernovos ir triukų šūviai (ypač rekomenduoju perskaityti šį)

Mes žinome, kad GW170817 atsirado dėl dviejų neutroninių žvaigždžių sujungimo, tačiau iš kur atsirado šios neutroninės žvaigždės? Čia mes sujungiame parametrus, padarytus iš mūsų gravitacinių bangų matavimų, stebėtą AT 2017gfo padėtį NGC 4993 ir priimančiosios galaktikos modelius, kad įvertintume tokias savybes kaip supernovos sprogimo metu neutroninėms žvaigždėms suteiktas smūgis ir kiek laiko užtruko dvejetainis sujungti.

6. GW170817 „Neutrino“ popierius

Pavadinimas: Didelės energijos neutrinų paieška iš dvinarių neutronų žvaigždžių susijungimo GW170817 su ANTARES, IceCube ir Pierre Auger observatorija
„arXiv“:
1710.05839 [astro-ph.HE]
Žurnalas:
Astrofizikos žurnalo laiškai 850(2): L35 (18) 2017 m

Tai yra neutrinų paieška iš GW170817 šaltinio. Susidūrimo metu išsiskiria daugybė neutrinų, tačiau jų nepakanka, kad būtų galima aptikti Žemėje. Iš tikrųjų mes nerandame jokių neutrinų, tačiau derindami trijų eksperimentų rezultatus nustatome viršutines ribas.

7. GW170817 dokumentas po susijungimo

Pavadinimas: Po susijungimo gravitacinių bangų paieška iš dvinarių neutronų žvaigždžių susijungimo liekanų GW170817
„arXiv“:
1710.09320 [astro-ph.HE]
Žurnalas:
Astrofizikos žurnalo laiškai 851(1): L16 (13) 2017 m
LIGO mokslo santrauka:
Ieškoma neutronų žvaigždės arba juodosios skylės, atsirandančios dėl GW170817

Po to, kai dvi neutroninės žvaigždės susijungė, kas liko? Didesnė neutronų žvaigždė ar juodoji skylė? Potencialiai galėtume aptikti gravitacines bangas nuo raitančios neutroninės žvaigždės, kuri po susidūrimo slenka. Mes neturime. Turėtų būti daug arčiau, kad tai būtų tikėtina. Tačiau šiame straipsnyje aprašoma, kaip ieškoti tokių signalų, GW170817 savybių dokumente išsamiau apžvelgiamas galimas po susijungimo signalas.

8. „GW170817 Properties“ popierius

Pavadinimas: Dvejetainės neutroninės žvaigždės susijungimo savybės GW170817
„arXiv“:
1805.11579 [gr-qc]

GW170817 atradimų dokumente pateikėme pradinius GW170817 ir # 8217s šaltinio savybių įvertinimus. Tai buvo geriausia, ką galėjome padaryti per trumpą paskelbimo terminą (mano nuomone, tai buvo gana geras darbas). Dabar mes turime šiek tiek daugiau laiko, kad galėtume pateikti naują, patobulintą analizę. Tam naudojami pakartotinai sukalibruoti duomenys ir platesnis bangos formos modelių pasirinkimas. Dėl mūsų geriausių rezultatų dėka mūsų astronomų partnerių atlikto AT 2017gfo stebėjimo mūsų šaltinio vieta. jei norite sužinoti išsamią informaciją apie šaltinį GW170817 ir # 8217s, tai jums skirtas dokumentas!

Jei ieškote naujausių rezultatų, susijusių su GW170817, patikrinkite O2 katalogo popierius.

9. GW170817 valstybės lygties dokumentas

Pavadinimas: GW170817: Neutronų žvaigždžių spindulių matavimai ir būsenos lygtis
„arXiv“:
1805.11581 [gr-qc]

Neutroninės žvaigždės yra pagamintos iš keistų dalykų: branduolio tankio medžiagos, kurios negalime pakartoti čia, Žemėje. Neutroninė žvaigždės materija dažnai apibūdinama kaip būsenos lygtis - santykis, kuris paaiškina, kaip medžiaga keičiasi esant skirtingam slėgiui ar tankiui. Griežtesnė būsenos lygtis reiškia, kad medžiagą sunkiau sutraukti, o minkštesnę būsenos lygtį - lengviau. Tai reiškia, kad esant tam tikrai masei, esant standesnei būsenos lygčiai, bus prognozuojama didesnė, puresnė neutronų žvaigždė, o minkštesnė būsenos lygtis - kompaktiškesnės, tankesnės neutronų žvaigždės. Šiame straipsnyje mes darome prielaidą, kad GW170817 ir # 8217s šaltinis yra dvejetainė neutronų žvaigždžių sistema, kur abi neutronų žvaigždės turi tą pačią būsenos lygtį, ir sužinome, ką galime padaryti apie neutronų žvaigždžių daiktus ™.

GW170817 atradimų dokumentas

Santrauka: GW170817 atradimų popierius
Perskaitykite tai, jei: Norite išsamią informaciją apie pirmąjį gravitacinių bangų dvinarės neutroninės žvaigždės sujungimo stebėjimą
Mėgstamiausia dalis: Pažiūrėk, kaip gerai mes matuojame čiulbėjimo masę!

GW170817 buvo puikus gravitacinių bangų atradimas. Tai garsiausias iki šiol pastebėtas signalas ir mažiausios masės komponentų šaltinis. Aš parašiau apie kai kuriuos svarbiausius atradimo aspektus savo ankstesniame GW170817 atradimo įrašas.

Dvejetainės neutroninės žvaigždės yra vienas pagrindinių LIGO ir Mergelės taikinių. Pirmuosius gravitacinių bangų buvimo stebėjimo įrodymus pateikė dvinarių pulsarų - dvejetainės neutronų žvaigždžių sistemos, kur (bent vienas) vienas iš komponentų yra pulsaras, stebėjimai. Todėl (priešingai nei binarinės juodosios skylės), mes žinojome, kad šie šaltiniai egzistuoja dar prieš įjungdami detektorius. Mažiau buvo aišku, kaip dažnai jie susilieja. Pirmajame pažangių detektorių stebėjimo bėgime (O1) mes neradome, todėl galime įvertinti viršutinę susijungimo normos ribą. Dabar mes žinome daug daugiau apie dvinarių neutronų žvaigždžių sujungimą.

GW170817, kaip garsus ir ilgas signalas, yra labai reikšmingas aptikimas. Duomenyse tai galite pamatyti iš akies. Todėl tai turėjo būti lengva aptikti. Kaip dažnai būna su realiais eksperimentais, tai nebuvo taip paprasta. Duomenų perdavimas iš Mergelės buvo sustabdytas per naktį, o „Livingston“ detektoriuje įvyko triktis (nestacionari ir ne Gauso triukšmo funkcija), o tai reiškia, kad šie duomenys nebuvo automatiškai analizuojami. Nepaisant to, „GstLAL“ pažymėjo ką nors įdomaus Hanfordo duomenyse, ir buvo beprotiškas šėlsmas, kad kiti duomenys būtų išdėstyti vietoje, kad galėtume analizuoti signalą visuose trijuose detektoriuose. Prisimenu, kad šiomis pirmosiomis minutėmis buvau skeptiškas, kol pamačiau Livingstono duomenų siužetą, kuris mane pribloškė: čiulbėjimas buvo aiškiai matomas, nepaisant nesklandumo!

GW170104 laiko ir dažnio grafikai, matuojami Hanfordo, Livingstono ir Mergelės. „Livinston“ duomenys pašalino triktį. Signalas yra aiškiai matomas dviejuose LIGO detektoriuose, nes šliaužiantis aukštyn čiulba jis nematomas Mergelėje dėl mažesnio jautrumo ir šaltinio padėties danguje. „GW170817 Discovery Paper“ 1 paveikslas.

Naudojant abiejų mūsų LIGO detektorių duomenis (kaip aptarta GW170814, mūsų autonominiai algoritmai, ieškantys susiliejančių dvejetainių failų, O2 metu naudoja tik šiuos du detektorius), GW170817 yra absoliučiai auksuotas aptikimas. „GstLAL“ apskaičiavo, kad klaidingas pavojaus dažnis (dažnis, kuriuo jūs tikitės, kad detektoriuose dėl atsitiktinio triukšmo svyravimų kažkas atsiras bent jau panašus į signalą) yra mažesnis nei vienas per 1 100 000 metų, o PyCBC - melagingą aliarmo dažnį būti mažiau nei vienas per 80 000 metų.

Parametrų įvertinimas (darant išvadą apie šaltinio savybes) panaudojo visų trijų detektorių duomenis. Šiame darbe pateikiame (nepaprastai išsamią, atsižvelgiant į turimą laiką) pradinę analizę (išsamesni rezultatai pateikti GW170817 savybių dokumente, o naujausius rezultatus rasite O2 katalogo dokumente). Šį signalą sunku analizuoti dėl trikdžio ir dėl to, kad dvejetainės neutroninės žvaigždės yra pagamintos iš daiktų, kurie gali palikti pėdsaką bangos formoje. Ateityje išsamiau nagrinėsime šių komplikacijų padarinius. Mūsų pirminiai rezultatai yra

  • Šaltinis yra lokalizuotas maždaug atstumu (paprastai rezultatus cituojame 90% patikimu lygiu). Tai yra artimiausias gravitacinių bangų šaltinis.
  • Išmatuota, kad čiulbėjimo masė yra daug mažesnė nei mūsų dvinarių juodųjų skylių aptikimo atveju.
  • Sukimai nėra gerai suvaržyti, o neapibrėžtumas reiškia, kad mes negauname tikslių atskirų komponentų masių matavimų. Mes cituojame rezultatus, pasirinkdami du ankstesnius sukimo variantus: astrofiziškai motyvuotą 0,05 ribą ir agnostiškesnę bei konservatyvesnę viršutinę 0,89 ribą. Pagal numatytuosius nustatymus aš naudosiuosi ankstesnių rezultatų su mažu sukimu.
  • Naudojant mažą sukimąsi prieš tai, komponentų masės yra - ir -. Mes sutarėme, kad, todėl masės atrodo nevienodos, daug palaikoma, kad jos yra beveik vienodos. Šios masės atitinka tai, ko galite tikėtis neutroninėms žvaigždėms.

Kaip minėta aukščiau, neutroninės žvaigždės yra pagamintos iš daiktų ™, o jų savybės palieka pėdsaką bangos formoje. Jei neutroninės žvaigždės yra didelės ir purios, jos savaime iškraipomos. Padidėjus potvyniui, orbita išsiurbia energiją ir kampinį impulsą, todėl įkvėpimas tampa greitesnis. Jei neutronų žvaigždės yra mažos ir tankios, potvyniai yra mažesni, o įkvėpimas atrodo taip, kaip juodosios skylės. Šiai pradinei analizei naudojome bangų formas, kurios apima tam tikrus potvynių ir atoslūgių efektus, todėl gauname preliminarią informaciją apie potvynius. Mes negalime atmesti nulinės potvynio deformacijos, o tai reiškia, kad vien iš gravitacinių bangų negalime atmesti, kad šaltinyje yra bent viena juodoji skylė (nors tai būtų stebėtina, atsižvelgiant į masę). Tačiau mes galime nustatyti silpną viršutinę potvynio deformacijos be matmenų ribą. Tai nėra per daug informatyvu, atsižvelgiant į tai, iš ko gaminamos neutroninės žvaigždės, tačiau prie to dar grįšime GW170817 savybių dokumente ir GW170817 būsenos lygtyje.

Atsižvelgdami į šaltinio masę ir visus elektromagnetinius stebėjimus, esame visiškai tikri, kad tai yra dvinarė neutronų žvaigždžių sistema - nieko negalima teigti kitaip.

Pastebėję vieną (ir vieną) dvinarę neutronų žvaigždžių susijungimą O1 ir O2, dabar galime labiau apriboti susijungimo laipsnį. Pirmiausia mes manome, kad komponentų masės yra tolygiai paskirstytos tarp ir ir kad sukimai yra mažesni nei 0,4 (tarp parametrų įvertinimui naudojamų ribų).Atsižvelgdami į tai, darome išvadą, kad susijungimų lygis yra saugus mūsų ankstesnės viršutinės ribos [citatos pastaba] ribose.

Yra daug daugiau, ko galime išmokti iš „GW170817“, ypač todėl, kad mes neturime # 8217 tiesiog informacijos šaltinis turi gravitacines bangas, ir tai paaiškinta bendražygių dokumentuose.

„Multimessenger“ dokumentas

Santrauka: „Multimessenger“ popierius
Perskaitykite tai, jei: Negalima. Naudokitės ir tuo, kad sužinotumėte, kuriuos kitus dokumentus skaityti.
Mėgstamiausia dalis: Skaičiai! Tai buvo tikrai nuostabios stebėjimo pastangos sekti GW170817

Puikus šio straipsnio dalykas yra tai, kad jis egzistuoja. Suburti tokią įvairią (ir konkurencingą) grupę buvo didžiulės pastangos. Alberto Vecchio buvo vienas iš redaktorių, ir kiekvieną vakarą, išeidamas iš biuro, jis buvo įsitikinęs, kad iki ryto popierius bus subyrėjęs. Tačiau jis pakibo kartu - istorija buvo per daug įtraukianti. Šiame straipsnyje paaiškinama, kaip gravitacinės bangos, trumpi gama spinduliai, kilonovos kyla iš vieno šaltinio [citatos pastaba]. Tai yra didžiausias bendradarbiavimas astronomijos istorijoje.

Straipsnyje aprašomi atradimai ir visi pradiniai stebėjimų rinkiniai. Jei norite suprasti pačius pastebėjimus, tai nėra dokumentas, kurį reikia perskaityti. Tačiau naudodamiesi juo galite susekti norimus dokumentus. Labai stengtasi aprašyti, kaip buvo padaryti atradimai: pavyzdžiui, Fermi stebėjo GRB 170817A nepriklausomai nuo gravitacinių bangų pavojaus, o mes radome GW170817 nesiremdami GRB pavojaus signalu, tačiau komandų bendravimas reiškė, kad mes į viską žiūrėjome labai rimtai ir kuo greičiau išstumėme perspėjimus. Norėdami sužinoti daugiau apie stebėjimų istoriją, siūlau pereiti GCN archyvas.

Straipsnyje pradedama gravitacinių bangų stebėjimo apžvalga iš įkvėpimo, tada greitas GRB 170817A aptikimas, prieš aprašant, kaip gravitacinių bangų lokalizacija leido atrasti optinį pereinamąjį AT 2017gfo. Šis šaltinis netoliese esančioje galaktikoje NGC 4993 buvo stebimas elektromagnetiniame spektre. Mes turime daugybę fotometrinių ir spektroskopinių šaltinių, rodančių bendrą sutarimą su kilonovos modeliais. Rentgeno spinduliai ir radijo spinduliai buvo pastebėti atitinkamai praėjus 9 dienoms ir 16 dienų po susijungimo [citatos pastaba]. Nerasta neutrinų, kas nestebina.

„GW170817“ gama spindulių pliūpsnio popierius

Santrauka: GW170817 gama spindulių pliūpsnio popierius
Perskaitykite tai, jei: Jus domina purkštukai, iš kurių kyla trumpi gama spindulių pliūpsniai, arba bendro reliatyvumo testai
Mėgstamiausia dalis: Kiek mokslo gaunama iš paprasto laiko uždelsimo matavimo

Šiame jungtiniame LIGO – Virgo – Fermi – INTEGRAL dokumente pateikiami mūsų GW170817 ir GRB 170817A stebėjimai. Rezultatas yra vienas iš labiausiai turiningų dokumentų.

GW170817 ir GRB 170817A nustatymas. Trys viršutiniai skydai rodo gama spindulių šviesos kreives (pirmiausia: GBM 1, 2 ir 5 detektoriai 10–50 keV sekundę: GBM duomenys - 50–300 keV trečią: SPI-ACS duomenys prasideda maždaug nuo 100 keV ir su didelė energijos riba mažiausiai 80 MeV), raudona linija nurodo foną. Apačioje parodytas nuosekliai sujungtų gravitacinių bangų duomenų, gautų iš LIGO-Hanford ir LIGO-Livingston, laiko ir dažnio vaizdai. GW170817 gama spindulių serijinio popieriaus 2 paveikslas.

Pirmasis sąnarių gravitacinių bangų – gama spindulių mokslo darbų sąrašo punktas yra nustatyti, kad mes tikrai žiūrime į tą patį šaltinį.

Iš „GW170817 Discovery Paper“ žinome, kad jo šaltinis atitinka dvinarę neutronų žvaigždžių sistemą. Taigi yra materija, kuri gali paleisti sukurti gama spindulius. GRB170817A stebėjimai pagal Fermi-GBM ir INTEGRAL rodo, kad jis patenka į trumpąją klasę, kaip teigiama dvinarės neutroninės žvaigždės sujungimo rezultatu. Todėl panašu, kad galėtume turėti tinkamų ingredientų.

Atsižvelgiant į tai, kad yra įmanoma, kad gravitacinės bangos ir gama spinduliai turi tą patį šaltinį, galime atsitiktinai apskaičiuoti šių dviejų įvykių tikimybę. Laiko sutapimo tikimybė yra tokia, kad sutampa ir erdvinis sutapimas, ir tikimybė tampa. Galima daryti išvadą, kad abu yra susiję: dvinarių neutronų žvaigždžių sujungimas yra bent keleto trumpų gama spindulių pliūpsnių šaltinis!

Tikrinant sunkumą

Tarp numanomo susijungimo laiko ir gama spindulių pliūpsnio yra vėlavimo laikas. Atsižvelgiant į tai, kad signalas sklido apie 85 milijonus metų (atsižvelgiant į 5% apatinę numanomo atstumo ribą), tai tikrai nedidelis skirtumas: gravitacija ir šviesa turi judėti beveik tiksliai tuo pačiu greičiu. Norėdami gauti tikslią ribą, turite padaryti keletą prielaidų, kada buvo sukurti gama spinduliai. Mes tikimės, kad bus šiek tiek vėluojama, nes reikia laiko, kol bus sukurtas čiurkšlė, o tada gama spinduliai sprogs iš aplinkinės medžiagos. Tai leidžia konservatyviai (ir savavališkai) atidėlioti nuo 0 iki 10 sekundžių

Bendrasis reliatyvumas numato, kad gravitacija ir šviesa turėtų judėti tuo pačiu greičiu, todėl manęs šis rezultatas labai nenustebino. Vis dėlto buvau nustebęs, kad šis rezultatas, atrodo, sukėlė veiklos šuolį, veiksmingai atmesdamas keletą modifikuotų gravitacijos teorijų. Spėju, kad nėra daug prasmės aiškinti, kas tai yra dabar, tačiau dažniausiai tai yra teorijos, kurios papildomos papildomais laukais, leidžiančiomis pakoreguoti gravitacijos veikimą, kad galėtumėte paaiškinti tam tikrus tamsiosios energijos ar tamsiosios materijos padarinius. Aš rekomenduoju Ezquiaga & amp Zumalacárregui (2017) 2 paveikslą, kad galėtumėte apibendrinti, kurios teorijos išlaikė testą ir kurios turi problemų. Kase ir amp Tsujikawa (2018) pateikia gerą apžvalgą.

Lentelė, kurioje pateikiamos perspektyvios (kairėje) ir negyvybingos (dešinėje) skaliarinės tenzoriaus teorijos atradus GW170817 / GRB 170817A. Teorijos grupuojamos kaip Horndeski teorijos ir (apskritai) už Horndeski teorijų ribų. Bendrasis reliatyvumas yra tensorių teorija, todėl šie modeliai prideda papildomą skaliarinį komponentą. Ezquiaga & amp Zumalacárregui (2017) 2 paveikslas.

Šiame straipsnyje nediskutuojame apie santykinio sunkio ir šviesos greičio teorines pasekmes, tačiau mes naudojame laiko atidėjimą, kad nustatytume ribas, visų pirma dėl galimų nukrypimų nuo bendro reliatyvumo.

  1. Mes nagrinėjame tam tikrą Lorentzo invarsijos pažeidimo tipą. Tai yra panašu į tai, ką darėme naudodami GW170104, kur nagrinėjome gravitacinių bangų sklaidą, bet čia yra atvejis, kurio mes negalėjome išbandyti.
  2. Mes žiūrime į Shapiro vėlavimą, kuris yra laiko skirtumas, einantis kreivu erdvėlaikiu, palyginti su plokščiu. Tai, kad šviesa ir gravitacija veikia vienodai, yra silpno ekvivalentiškumo principo išbandymas - kad viskas krenta vienodai. Kreivumo poveikį galima kiekybiškai įvertinti naudojant parametrą, kuris apibūdina kreivės kiekį masės vienetui. Apskritai reliatyvumas. Atsižvelgdami į Paukščių Tako gravitacinį potencialą, mes pastebime tą [citatos pastaba].

Kaip jūs tikitės, atsižvelgiant į nedidelį laiko atidėjimą, šios ribos yra gana griežtos! Jei dirbate modifikuotos gravitacijos teorijos srityje, dabar turite atlikti keletą papildomų patikrinimų.

Gama spinduliai ir purkštukai

Iš mūsų gravitacinių bangų ir gama spindulių stebėjimų taip pat galime padaryti keletą išvadų apie variklį, kuris sukūrė sprogimą. Čia komplikacija yra ta, kad mes tiksliai nežinome, kas generuoja gama spindulius, todėl išskaičiavimai priklauso nuo modelio. Straipsnio 5 skirsnyje naudojamas laiko tarpas tarp susijungimo ir sprogo kartu su tuo, kaip greitai sprogimas kyla ir išnyksta, siekiant apriboti spinduliuojančio regiono dydį skirtinguose modeliuose. Dokumentai išvedžiojami žingsnis po žingsnio, todėl čia to neapibendrinsiu: jei jus domina, patikrinkite.

Visų gama spindulių pliūpsnių su išmatuotais atstumais izotropinės energijos (kairėje) ir skaistis (dešinėje). Šie izotropiniai dydžiai prisiima vienodą emisiją visomis kryptimis, o tai suteikia viršutinę tikrosios vertės ribą, jei stebime ašį. Trumpus ir ilgus gama spindulių pliūpsnius skiria standartinė trukmė. Žalia linija rodo apytikslę „Fermi-GBM“ aptikimo ribą. GW170817 gama spindulių pliūpsnio popieriaus 4 paveikslą galite pastebėti, kad pirmojoje šio popieriaus versijoje per klaidą buvo dvi energijos siužeto kopijos.

GRB 170817A buvo neįprastai blankus [citatos pastaba]. Aukščiau pateiktame siužete jis lyginamas su kitais gama spindulių pliūpsniais. Tai tikrai yra uodegoje. Kadangi jis atrodo toks blankus, manome, kad nežiūrime į standartinį gama spindulių pliūpsnį. Akivaizdžiausias paaiškinimas yra tas, kad mes nežiūrime tiesiai į srovę: nesitikime, kad matysime daugybę ašies neturinčių sprogimų, nes jie yra blankesni. Mes tikimės, kad gama spindulių pliūpsnis atsiras iš medžiagos srovės, paleidžiamos viso kampinio impulso kryptimi. Vien iš gravitacinių bangų galime įvertinti, kad orbitos kampinio impulso ašies ir regėjimo linijos nesutapimo kampas yra (pridedant pagrindinės galaktikos identifikavimą, tai naudojama naudojant Hablo konstantos Planck reikšmę ir su SH0ES verte ), todėl tai atitinka sprogimo ne ašyje peržiūrą (atnaujinti numeriai pateikti GW170817 savybių dokumente). Yra keli tokio gama spinduliavimo modeliai, kaip parodyta žemiau. Mes galėtume turėti vienodą viršutinės skrybėlės purkštuką (paprasčiausias modelis), kurį žiūrime šiek tiek į šoną, galėtume turėti struktūrizuotą purkštuką, kuris koncentruotas ašyje, bet matome iš ašies, arba galėtume turėti medžiagos kokoną, kurį išstūmė pagrindinė reaktyvinė srovė, iš kurios matome emisiją. Kiti elektromagnetiniai stebėjimai mums pasakys daugiau apie srovės polinkį ir struktūrą [citatos pastaba].

Animacinis filmas, parodantis tris galimas matymo geometrijas ir reaktyvinius profilius, kurie galėtų paaiškinti pastebėtas GRB 170817A savybes. GW170817 gama spindulių serijinio popieriaus 5 paveikslas.

Dabar, kai žinome, kad gama spindulių pliūpsniai gali būti tokie neryškūs, stebėdami silpnus pliūpsnius (nežinomais atstumais), mes turime apsvarstyti galimybę, kad jie be įprastų ryškių ir toli tolimų vietų yra neryškūs ir artimi. .

Straipsnis baigiamas atsižvelgiant į tai, kiek dar turėtume tikėtis, kad ateityje atsiras jungtinių gravitacinių bangų – gama spindulių dvinarių neutroninių žvaigždžių koalescencijų aptikimas. Kitame stebėjimo bėgime galime tikėtis 0,1–1,4 bendro aptikimo per metus, o kai LIGO ir Mergelė pasiekia projektinį jautrumą, tai gali būti 0,3–1,7 aptikimo per metus.

GW170817 Hablo pastovus popierius

Santrauka: GW170817 Hablo pastovus popierius
Perskaitykite tai, jei: Jus domina kosmologija
Mėgstamiausia dalis: Ateityje galbūt pavyks išspręsti ginčą tarp kosminio mikrobangų fono ir supernovos matavimų

Visata plečiasi. Netoliese esančioje Visatoje tai galima apibūdinti naudojant Hablo santykį

kur yra išsiplėtimo greitis, ar Hablo konstanta ir atstumas iki šaltinio. GW170817 yra pakankamai netoliese, kad šie santykiai išliktų. Mes žinome atstumą nuo gravitacinių bangų matavimo ir galime įvertinti greitį pagal priimančiosios galaktikos raudoną poslinkį. Taigi, norint surasti Hablo konstantą, turėtų būti paprasta juos sujungti. Žinoma, yra keletas komplikacijų ...

Šis darbas pagrįstas optinio atitikmens AT 2017gfo identifikavimu. Tai leidžia mums identifikuoti galaktiką NGC 4993 kaip GW170817 & # 8217s šaltinio šeimininką: mes apskaičiuojame, kad yra tikimybė, kad AT 2017gfo danguje atsitiktinai atsidurs kuo arčiau NGC 4993. Be atitikmens, vis tiek būtų galima statistiškai padaryti išvadą apie Hablo konstantą, kryžminant nurodytą gravitacinių bangų šaltinio vietą su suderinamų galaktikų sąrašu kataloge (vietoj to šaltiniui priskiriate tikimybę, o ne sakydamas, kad tai neabejotinai šiame). NGC 4993 identifikavimas viską padaro daug paprasčiau.

Kaip pirmąjį ingredientą mums reikia atstumo nuo gravitacijos bangų. Tam buvo atlikta šiek tiek kitokia analizė nei GW170817 atradimų dokumente. Fiksuojame šaltinio dangaus vietą, kad ji atitiktų AT 2017gfo vietą, ir naudojame (dvejetainės juodosios skylės) bangų formas, kurios neturi potvynio ar potvynio. Dangaus padėtis turi būti fiksuota, nes atlikdami šią analizę mes manome, kad mes tikrai žinome, kur yra šaltinis. Potvynių ir potvynių poveikis nebuvo įtrauktas (tačiau buvo atliekami sukimai), nes mums greitai reikėjo rezultatų: išsami informacija apie sukimus ir potvynius neturėtų turėti didelio skirtumo atstumui. Remiantis šia analize, mes nustatome, kad atstumas yra toks: jei mes laikysimės įprasto mediana citavimo simetrišku 90% patikimu intervalu, tačiau šiame dokumente pirmiausia nurodoma labiausiai tikėtina vertė ir minimalus (nebūtinai simetriškas) 68,3% patikimas intervalas konvenciją, atstumą rašome kaip.

Nors NGC 4993 yra arti, Hablo konstantos apskaičiavimo ryšys yra paprastas, tačiau jis prideda ir greičio apskaičiavimo komplikaciją. Galaktikos judėjimą lemia ne tik Visatos plėtimasis, bet ir tai, kaip jis juda gretimų grupių ir grupių gravitaciniame potenciale. Tai vadinama savitu judesiu. Tai pridėjus padidėja greičio neapibrėžtumas. Sujungus literatūros rezultatus, mūsų galutinis greičio įvertinimas yra.

Greičius ir atstumą sujungėme Bajeso analizėje. Tai yra šiek tiek sudėtingiau, nei paprasčiausiai padalinti skaičius (nors tai duoda jums panašų rezultatą). Turite būti atsargūs rašydami dalykus, kitaip galite netiesiogiai manyti, kad anksčiau nė nenorėjote (mano naudingiausias indėlis į šį darbą tikriausiai yra lentos pokalbis su Willu Farru, kur mes nustatėme ankstesnių prielaidų skirtumą, artėjantį prie problema dviem skirtingais būdais). Visa tai paaiškinta metoduose, tai nėra lengva perskaityti, bet yra prasminga, kai dirbate. Rezultatas yra (nurodoma kaip didžiausia a posteriori vertė ir 68% intervalas arba įprasta vidutinė ir 90% tarpinė konvencija). Atnaujintas rezultatų rinkinys pateiktas GW170817 savybių dokumente: (68 proc. Intervalas, naudojant mažo sukimo pirmumą). Tai gražiai (ir diplomatiškai) atitinka esamus rezultatus.

Atstumas turi nemažą neapibrėžtumą, nes tarp atstumo ir orbitos nuolydžio yra degeneracija (normalio ir orbitos plokštumos kampas regėjimo linijos atžvilgiu). Jei iš kito stebėjimo galėtumėte išsiaiškinti polinkį, galite sugriežtinti Hablo konstantos apribojimus arba, jei norite pritaikyti vieną iš esamų Hablo konstantos reikšmių, galite nustatyti polinkį. Yra duomenų (atnaujintų duomenų), kurie padės jums tai išbandyti patiems [citatos pastaba].

Dvimatis Hablo konstantos ir orbitos nuolydžio galinio tikimybės pasiskirstymas, padarytas iš GW170817. Kontūrai žymi 68% ir 95% lygius. Spalvotos juostos yra matavimai iš kosminio mikrobangų fono (Planck) ir supernovų (SH0ES). GW170817 Hablo pastovaus popieriaus 2 paveikslas.

Ateityje galėsime sujungti kelis įvykius, kad gautume tikslesnį Hablo konstantos gravitacinių bangų įvertį. Chen, Fishbach & amp Holz (2017) yra neseniai atliktas tyrimas, kaip matavimai turėtų pagerėti įvykus daugiau įvykių: turėtume pasiekti 4% tikslumą po maždaug 100 aptikimų.

GW170817 „Kilonova“ popierius

Santrauka: GW170817 „Kilonova“ popierius
Perskaitykite tai, jei: Norite palyginti mūsų prognozes dėl išmetimo, palyginti su stebėjimais
Mėgstamiausia dalis: Galbūt galėsime sukurti visus sunkius r proceso elementus, įskaitant auksą, naudojamą Nobelio premijoms gauti, iš neutroninių žvaigždžių sujungimo.

Kai susiduria dvi neutroninės žvaigždės, daugybė medžiagų išmetama į išorę. Šioje daug neutronų turinčioje medžiagoje vyksta branduolinis skilimas - dabar jos nebespauskite stipraus gravitacijos neutronų žvaigždės viduje, ji yra nestabili ir skilinėja nuo keistų neutroninių žvaigždžių dalykų, kad taptų labiau pažįstamais elementais (sunkesni už geležį elementai, įskaitant auksą ir platiną ). Sukūrus šiuos r proceso elementus, branduolinės reakcijos įjungia kilonovą, optinę (infraraudonųjų spindulių ir ultravioletinių spindulių) pereinamąją medžiagą, lydinčią susijungimą. Kilonovos savybės priklauso nuo to, kiek išmetama medžiagos.

Šiame darbe bandome įvertinti, kiek medžiagos sudarė dinaminę išmetimą iš GW170817 susidūrimo. Dinaminė išstūmimas yra medžiaga, kuri ištrūksta, kai dvi neutroninės žvaigždės daužosi viena į kitą (arba iš potvynio uodegų, arba iš susidūrimo smūgio išspaustos medžiagos). Yra ir kitų išmestų medžiagų šaltinių, pavyzdžiui, vėjai iš akrecijos disko, kuris susidaro aplink likučius (nesvarbu, ar juoda skylė, ar neutronų žvaigždė). sekant susidūrimas, taigi tai tik dalis paveikslo, tačiau mes galime įvertinti dinaminės išstūmimo masę iš gravitacinių bangų matavimų, naudodami neutroninių žvaigždžių susijungimų modeliavimą. Tada šiuos įvertinimus galima palyginti su elektromagnetiniais kilonovos stebėjimais [citatos pastaba].

Dinaminės išstūmimo kiekis priklauso nuo neutroninių žvaigždžių masės, nuo to, kaip greitai jos sukasi, ir nuo neutroninių žvaigždžių medžiagos savybių (aprašytos būsenos lygtimi). Čia mes naudojame mases, padarytas iš mūsų gravitacinių bangų matavimų, ir jas tiekiame į tinkamas formules, kalibruotas pagal skirtingų būsenų lygčių modeliavimą. Tai nėra sukimas, ir jie turi gana didelę neapibrėžtumą (rengdami savo rezultatus mes įtraukiame 72% santykinį neapibrėžtumą), todėl tai nėra tikslūs įvertinimai. Neutronų žvaigždžių fizika yra šiek tiek netvarkinga.

Mes nustatome, kad dinaminė išstūmimas yra - (darant prielaidą, kad gaunami mažo sukimosi masės rezultatai). Šie skaičiavimai gali būti panaudoti modeliuose, kuriuose kilonovai gamina šviesos kreives, ką mes darome. Literatūroje yra daug tokio tipo modeliavimo, nes stebėtojai bando suprasti savo pastebėjimus, todėl suprantant šį įvykį tai nėra nieko ypatingo. Tačiau tai gali būti naudinga ateityje (kai turėsime skydų lentas), nes galbūt galėsime naudoti gravitacinių bangų duomenis, kad numatytume, kokia ryški kilonova bus skirtingu metu, ir taip padėti astronomams nuspręsti dėl jų stebėjimo strategijos.

Galiausiai galime apsvarstyti, kiek r-proceso elementų galime sukurti iš dinaminės ejecta. Vėlgi, mes neatsižvelgiame į vėjus, kurie taip pat gali prisidėti prie viso dvejetainių neutroninių žvaigždžių r-proceso elementų biudžeto. Mūsų r-proceso elementų skaičiavimui reikalingi keli ingredientai: (i) dinaminės išstūmimo masė, (ii) dinaminio išstūmimo dalis, paversta r-proceso elementais, (iii) dvinarių neutroninių žvaigždžių susijungimo greitis ir ( iv) žvaigždžių susidarymo greičio konvoliucija ir laiko delsimas tarp dvejetainio formavimosi ir susijungimo (kuris mums atrodo).Kartu (i) ir (ii) pateikia r proceso elementų masę dvinarei neutronų žvaigždei (darant prielaidą, kad tipiškas yra GW170817) (iii) ir (iv) pateikia bendrą susiliejimų tankį per Visatos istoriją ir viską sujungdami kartu gausite visą laikui bėgant sukauptą r proceso elementų masę. Naudodami apskaičiuotą dvejetainių neutronų žvaigždžių susijungimo greitį, galime paaiškinti galaktinę r-proceso elementų gausą, jei paverčiama daugiau nei apie 10% dinaminės išstūmimo.

Šių dienų dvejetainių neutronų žvaigždžių susijungimo greičio tankis, palyginti su dinamine išstumiama mase. Pilka sritis rodo nurodytą 90% greičio diapazoną, mėlyna rodo apytikslį išstūmimo masių diapazoną, o raudona juosta rodo juostą, kurioje galima atkurti galaktikos elementų gausą, jei paverčiama bent 50% dinaminės masės. GW170817 „Kilonova“ popieriaus 5 paveikslo dalis.

Stochastinis popierius GW170817

Santrauka: GW170817 Stochastinis popierius
Perskaitykite tai, jei: Jūs esate nekantrus ieškant gravitacinių bangų fono
Mėgstamiausia dalis: Foninė simfonija

Kiekvienam garsiam gravitacijos bangos signalui yra daug daugiau tyliau. Negalime jų atskirti iš detektoriaus triukšmo atskirai, tačiau jie vis dar yra mūsų duomenyse. Jie sujungiami, kad susidarytų stochastinis fonas, kurį galėtume aptikti koreliuodami duomenis per savo detektorių tinklą.

Aptikus GW150914, mes atsižvelgėme į foną dėl dvejetainių juodųjų skylių. Tai gana garsiai ir gali būti aptikta po kelerių metų. Čia pridedame dvejetaines neutronų žvaigždes. Tai per daug nepakeičia vaizdo, bet suteikia tikslesnį vaizdą.

Dvejetainių juodųjų skylių masė yra didesnė nei dvinarių neutronų žvaigždžių. Tai reiškia, kad jų gravitacinių bangų signalai yra garsesni ir trumpesni (jie čiulba greičiau ir čiulba iki žemesnio dažnio). Būdamos garsesnės, dvejetainės juodosios skylės dominuoja visame fone. Būdami trumpesni, jie turi kitokį pobūdį: dvejetainės juodosios skylės sudaro spragėsių foną, kuriame trumpai čiulba, o jie retai sutampa, tačiau dvinarės neutronų žvaigždės yra pakankamai ilgos, kad persidengtų ir sukurtų tęstinį dūzgesį.

Energijos tankis be dimensijų, esant gravitacinių bangų dažniui 25 Hz nuo dvinarių juodųjų skylių, yra ir iš dvinarių neutronų žvaigždžių. Tam tikru laiku detektoriuose yra vidutiniškai dvejetainiai juodosios skylės signalai ir dvejetainiai neutronų žvaigždžių signalai.

Modeliuojamos laiko eilutės, iliustruojančios skirtumą tarp dvejetainės juodosios skylės (žalios) ir dvejetainės neutroninės žvaigždės (raudonos) signalų. Kiekvieno čiulbėjimo amplitudė didėja iki taško, kuriame dvejetainis susilieja. Dvejetainės juodosios skylės signalai yra trumpi, garsūs čiulbėjimai, o ilgesni, tylesni dvinarių neutronų žvaigždžių signalai sudaro persidengiantį foną. Stochastinio popieriaus GW170817 2 paveikslas.

Norėdami apskaičiuoti foną, mums reikia susijungimo greičio. Dabar turime dvinarių neutronų žvaigždžių įvertinimą ir paimame naujausią dvinarių juodųjų skylių įvertinimo iš GW170104 atradimų dokumento vertinimą. Tam naudojame prielaidas, laikydami galios dėsnio masės pasiskirstymą, tačiau rezultatas tam nėra per jautrus: mums rūpi signalų skaičius detektoriuje, o normos yra iš to gaunamos, todėl jie sutaria dirbdami atgal. Mes plėtojame susijungimo greičio tankį visoje kosminėje istorijoje, atsižvelgdami į žvaigždžių susidarymo greitį ir vėlavimo laiką tarp susidarymo ir susijungimo. Panašus dalykas buvo padaryta „GW170817 Kilonova Paper“, čia mes naudojome šiek tiek kitokį žvaigždžių susidarymo greitį, tačiau rezultatai iš esmės yra tokie patys. Pridedant dvinarių neutronų žvaigždžių, stachastinis fonas iš kompaktiškų dvinarių padidėja apie 60%.

Aptikimas kitame mūsų stebėjimo bėgime yra vidutinio reikšmingumo, tačiau manau, kad mažai tikėtinas. Praeis keleri metai, kol aptikimas bus patikimas, tačiau pridėjus dvinarių neutronų žvaigždžių tai bus dar arčiau. Kai aptiksime foną, tai suteiks mums dar vieną įžvalgą apie dvejetainių programų susijungimo rodiklį.

GW170817 pradinis popierius

Santrauka: GW170817 pradinis popierius
Perskaitykite tai, jei: Norite sužinoti apie neutronų žvaigždžių susidarymą ir supernovas
Mėgstamiausia dalis: Spirografijos figūros

NGC 4993 identifikavimas kaip GW170817 & # 8217s dvejetainės neutroninių žvaigždžių sistemos pagrindinė galaktika leidžia mums padaryti tam tikras išvadas apie jos susidarymą. Šiame darbe mes imituojame daugybę dvejetainių failų, sekdami vėlesnius jų evoliucijos etapus, kad sužinotume, kurie iš jų yra panašūs į GW170817. Tai darydami mes sužinome ką nors apie supernovos sprogimą, kuris suformavo antrąją iš dviejų neutroninių žvaigždžių.

Neutroninės žvaigždės gyvenimą pradėjo kaip įprastų žvaigždžių pora [premijos raštelis]. Šie degė per vandenilio kurą, o kai šis išseko, jie sprogo kaip supernova. Žvaigždės šerdis subyra ir tampa neutronine žvaigžde, o išoriniai sluoksniai sprogsta. Masyvesnė žvaigždė vystosi greičiau ir pirmiausia eina supernova. Mes apsvarstysime antrosios supernovos poveikį ir smūgį, kurį jis duoda dvejetainiui: orbita keičiasi ir dėl sprogstamos medžiagos raketinio efekto, ir dėl to, kad vienas iš komponentų praranda masę.

Iš GW170817 gravitacinių bangų ir elektromagnetinių stebėjimų derinio mes žinome neutronų žvaigždės mases, galaktikos tipą, kuriame ji yra, ir dvejetainio padėtį galaktikoje susijungimo metu (mes neturime & # 8217nėra tikslios padėties, tik jos projekcija, žiūrint iš Žemės, bet tai kažkas).

Modeliuojamų dvejetainių kompiuterių trajektorijos, kurios paskatino susijungimą, panašų į GW170817. Spalvotos linijos rodo 2D orbitų projekciją mūsų modelio galaktikoje. Baltos linijos žymi pradinę (projektuojamą) apskritą dvejetainės pre-supernovos orbitą, o raudonos rodyklės rodo suprojektuotą supernovos smūgio kryptį. Fono šešėlis rodo žvaigždės tankį. „GW170817 Progenitor Paper“ animuotų atitikmenų 4 paveikslą galite rasti mokslo santraukoje.

Imituojame daugybę dvejetainių failų prieš pat sprogstant antrajai supernovai. Jie yra išsibarstę skirtingais atstumais nuo galaktikos centro, turi skirtingus orbitos atskyrimus ir turi skirtingas prieš supernovos žvaigždės mases. Tada mes pridedame supernovos efektus, pridedant smūgį. Tuomet fiksuojame neutronų žvaigždžių mases, kad jos atitiktų tas, kurias padarėme iš gravitacinių bangų matavimų. Jei supernovos smūgis bus per didelis, dvejetainis skris vienas nuo kito ir niekada nesusijungs (boo). Jei dvejetainis elementas lieka surištas, mes judėdami per galaktiką stebime jo evoliuciją. Galaktikos struktūra imituojama kaip paprastas sferinis modelis, žvaigždės komponento Hernquist profilis ir tamsiosios medžiagos aureolės „Navarro – Frenk – White“ profilis [citatos pastaba], kurie yra gana standartiniai. Dvejetainis mažėja, kai skleidžiamos gravitacinės bangos, ir galiausiai susilieja. Jei susijungimas įvyksta tokioje padėtyje, kuri atitinka mūsų pastebėjimus (taip), mes žinome, kad pradinės sąlygos galėtų paaiškinti GW170817.

Išvadinės progenitorių savybės: (antrosios) supernovos smūgio greitis, priešsernovos pirmtakų masė, priešsernovos dvejetainis atskyrimas ir galaktikos spindulys supernovos metu. Viršutinėje eilutėje rodoma, kaip skiriasi supernovos ir susijungimo delsos laikas. Vidurinėje eilutėje lyginami visi dvinariai, išgyvenantys antrąją supernovą, palyginti su panašiais į GW170817. Apatinėje eilutėje rodomi į GW170817 panašių dvejetainių failų, turinčių skirtingus galaktikos poslinkius, parametrai nei naudojami diapazone, naudojami GW1708017. Vidurinėje ir apatinėje eilutėse vėlavimo laikas yra mažiausiai. GW170817 Progenitor Paper 5 paveiksle, norėdami pamatyti koreliaciją tarp parametrų, patikrinkite GW170817 Progenitor Paper 8 paveikslą.

Aukščiau pateiktame grafike parodyta pirmtako ir # 8217s savybių apribojimai. Numatytas antrasis supernovos smūgis yra panašus į tą, kuris buvo pastebėtas Paukščių Tako neutronų žvaigždėms, yra supernovos žvaigždžių masė (mes manome, kad žvaigždė yra tik helio šerdis, o išoriniai vandenilio sluoksniai buvo nuimti, taigi subkriptas) priešsupernovos orbitos atskyrimas buvo, o poslinkis nuo galaktikos centro supernovos metu buvo. Pagrindiniai stipriausi suvaržymai yra dvejetainių ribų laikymasis po to, kai supernovos rezultatai iš esmės nepriklauso nuo uždelsimo laiko, kai tai pasiekia aukščiau [citatos pastaba].

Surinkdami daugiau dvejetainių neutronų žvaigždžių aptikimo, galėsime sužinoti daugiau apie jų susidarymą. Jei jus labiau domina, kaip sukurti dvinarę neutronų žvaigždžių sistemą, įvadas į šį straipsnį yra gerai nurodytas ir kt. (2017) yra išsami (prieš GW170817) apžvalga.

GW170817 „Neutrino“ popierius

Santrauka: GW170817 Neutrino popierius
Perskaitykite tai, jei: Norite pakeisti gravitacinę bangą - elektromagnetinę daugiasluoksnę astronomiją
Mėgstamiausia dalis: Vis dar yra ko laukti ateityje aptikus - „GW170817“ nepavogė visų pirmųjų. Taip pat šis dokumentas yra ne Abatas ir kt.

Tai yra bendra ANTARES, „IceCube“ ir Pierre'o Augerio observatorijos paieška, ar neutrinai sutampa su GW170817. Žinant dvinarių neutroninių žvaigždžių susijungimo vietą ir laiką, lengva ieškoti kolegų. Nebuvo aptikta jokių atitinkančių neutrinų.

Neutrino kandidatai GW170817 metu. Žemėlapis yra pusiaujo koordinatėmis. Gravitacinių bangų lokalizaciją rodo raudonas kontūras, o galaktiką NGC 4993 - juodas kryžius. Nurodomi kiekvieno detektoriaus aukštyn ir žemyn regionai, nes detektoriai yra jautresni kylantiems neutrinams, nes Cherenkovo ​​detektoriai yra į atmosferą patekusių kosminių spindulių fone. GW170817 „Neutrino“ popieriaus 1 paveikslas.

Naudodami neaptikimus galime nustatyti viršutines neutrino srauto ribas. Tai apibendrinta žemiau esančiuose sklypuose. Optimistiški greito spinduliavimo iš ašies gama spindulių pliūpsnio modeliai sukeltų aptinkamą srautą, tačiau kitaip teorinės prognozės rodo, kad tikimasi neaptikti. Remiantis elektromagnetiniais stebėjimais, neatrodo, kad mes esame ašyje, todėl istorija sutampa.

90% patikimumo viršutinės neutrino spektrinio srauto ribos vienam skoniui (elektronui, muonui ir tau), priklausomai nuo energijos lango (viršuje) apie GW170817 paleidimo laiką ir lango, einančio po GW170817 (apačioje), funkcijos. „IceCube“ taip pat jautrus MeV neutrinams (jų nebuvo aptikta). Fluents yra neutrino ir antineutrino fluorescencijos suma pagal skonį, darant prielaidą, kad visų skonių skystis yra vienodas. Tai lyginama su teorinėmis Kimuros prognozėmis ir kt. (2017 m.) Ir „Fang & amp Metzger“ (2017 m.), Pakeistos iki 40 Mpc atstumo. Kampai, žymintys modelius, yra matymo kampai, viršijantys čiurkšlės atidarymo kampą. 2 paveikslas iš popieriaus GW170817 Neutrino.

„Super-Kamiokande“ patys ieškojo neutrinų, panašių į aplinkinius (Abe ir kt. 2018). Jie nieko nerado nei lange aplink įvykį, nei po juo esančiame lange. Panašiai BUST ieškojo muonų neutrinų ir antineutrinų ir nieko nerado lange aplink įvykį ir po jo esančiame lange (Petkovas). ir kt. 2019). NOvA ieškojo neutrinų ir kosminių spindulių aplink įvykį ir nieko nerado (Acero ir kt. 2020).

Vienintelis mano pastebėtas neutrino modeliavimo popierius, kurį aš pastebėjau, yra Biehl, Heinze ir ampWinter (2017). Jie modeliuoja greitą emisiją iš to paties šaltinio, kaip ir gama spindulių pliūpsnis, ir nustato, kad neutrino srautai būtų jautrūs srovei.

GW170817 po susijungimo dokumentas

Santrauka: GW170817 Popierius po susijungimo
Perskaitykite tai, jei: Jūs esate optimistas
Mėgstamiausia dalis: Mes tikrai visur tikriname signalus

Remdamiesi dviejų juodųjų skylių įkvėpimu, žinome, kas bus toliau: juodosios skylės susijungia ir sudaro didesnę juodąją skylę, kuri greitai nusistovi iki galutinės stabilios būsenos. Turime išsamų gravitacinių bangų modelį, susidedantį iš dvejetainių juodųjų skylių susiliejimo įkvėpimo – susijungimo – suskaidymo. Dvejetainės neutroninės žvaigždės yra sudėtingesnės.

Dviejų dvinarių neutronų žvaigždžių įkvėpimas yra panašus į juodųjų skylių. Kai jie artėja vienas prie kito, galime pamatyti tam tikrą potvynio iškraipymo pėdsaką, kurio nėra juodosiose skylėse, tačiau pagrindinės detalės yra tos pačios. Tai įkvėpimo čiulbesys, kurį mes aptinkame. Susiliejus neutronų žvaigždėms, mes neturime aiškaus vaizdo apie tai, kas vyksta. Medžiaga susmulkinama ir išmetama iš neutroninių žvaigždžių, neutroninės žvaigždės ją sutriuškina. Mes gerai nesuprantame, kas turėtų atsitikti, kai susilieja mūsų neutroninės žvaigždės, detalės priklauso nuo to, iš kokių savybių susidaro neutroninės žvaigždės - jei iš šios fazės galėtume išmatuoti gravitacijos bangos signalą, mes daug.

Yra keturi tikėtini dvinarių neutronų žvaigždžių susijungimo rezultatai:

  1. Jei bendra masė yra mažesnė už maksimalią (nesisukančios) neutronų žvaigždės () masę, galiausiai gauname didesnę, bet vis tiek stabilią neutroninę žvaigždę. Atsižvelgiant į mūsų išvadas iš įkvėpimo (žr. Siužetą iš „GW170817“ gama-spindulių sprogimo popieriaus žemiau), tai mažai tikėtina.
  2. Jei bendra masė viršija stabilios, nesisukančios neutronų žvaigždės ribą, tačiau ją vis tiek galima palaikyti tolygiai sukantis (), mes turime viršmatinę neutroninę žvaigždę. Sukimasis sulėtės dėl elektromagnetinės ir gravitacinės spinduliuotės emisijos, ir galiausiai neutronų žvaigždė subyrės į juodąją skylę. Laikas iki žlugimo gali trukti panašiai - neaišku, ar tai pakankamai ilgas laikotarpis, kad viršžmoginės neutroninės žvaigždės išgyventų vidutinio amžiaus krizę.
  3. Jei bendra masė yra didesnė už ribą vienodo sukimosi atramai, tačiau ją vis tiek galima palaikyti per diferencinį sukimąsi ir šiluminius gradientus (), tada turime hipermasyvią neutroninę žvaigždę. Hipermasyvi neutronų žvaigždė greitai atšąla per neutrino emisiją, o jos sukimasis lėtėja magnetinio stabdymo metu, o tai reiškia, kad ji greitai subyra į juodąją skylę.
  4. Jei bendra masė yra pakankamai didelė (), susijungiančios neutronų žvaigždės subyra iki juodosios skylės.

Žlugus iki juodosios skylės, gauname žiedinį susiskirstymą, kaip ir dvejetainės juodosios skylės susijungimo atveju. Dažnis yra aplink, per didelis, kad galėtume šiuo metu matuoti. Tačiau, jei yra neutroninė žvaigždė, gali blaškytis šiek tiek žemesnio dažnio gravitacinės bangos iš neutronų žvaigždės materijos. Mes nesame visiškai tikri dėl šių signalų formos, todėl atliekame nemodeliuotą jų paiešką (tai padeda žinoti šaltinio GW170817 ir # 8217s padėtis).

Išvestinių komponentų masių palyginimas su kritinėmis masės ribomis skirtingoms būsenos lygtims. Kairiajame skydelyje rodoma didžiausia nesisukusios neutronų žvaigždės masė, palyginti su pradine bariono mase (ignoruojant susijungimo metu išmestą medžiagą ir gravitacinę surišimo energiją). Viduriniame skydelyje rodoma didžiausia tolygiai besisukančios neutroninės žvaigždės masė, dešiniajame skydelyje - maksimali nesisukančios neutroninės žvaigždės masė, palyginti su sunkesnės neutroninės žvaigždės gravitacine mase. GW170817 gama spindulių serijinio popieriaus 3 paveikslas.

Po susijungimo signalo paieškai buvo naudojami keli skirtingi paieškos algoritmai:

    (cWB) buvo naudojamas ieškoti trumpalaikių () serijų. Tai ieškojo lango, kuriame nurodytas susijungimo laikas ir gama spindulių pliūpsnio aptikimo atidėjimas ir dažniai. Buvo naudojami tik LIGO duomenys, nes Mergelės duomenys patyrė aukštų triukšmo svyravimų aukščiau.
  1. cWB buvo naudojamas ieškoti tarpinės trukmės () serijų. Tai ieškojo sujungimo laiko ir dažnumo lango. Tam buvo naudojami LIGO ir Mergelės duomenys.
  2. Stochastinės tranzitinės analizės daugia detektoriaus vamzdynas (STAMP) taip pat buvo naudojamas ieškant vidutinės trukmės signalų. Tai ieškojo susijungimo laiko iki O2 pabaigos (gabalais) ir dažnių. Tam buvo naudojami tik LIGO duomenys. Yra du STAMP variantai: „Zebragard“ ir „Lonetrack“, ir čia naudojami abu.

Nors GEO yra panašus į LIGO ir Mergelę ir ieškojo aukštų dažnių, jo duomenys nebuvo naudojami, nes mes dar nepakankamai išsamiai ištyrėme jo triukšmo savybes. Kadangi LIGO detektoriai yra jautriausi, jų duomenys yra svarbiausi paieškai.

Nebuvo rasta jokių patikimų kandidatų, todėl mes nustatėme tam tikras viršutines ribas tam, ką buvo galima aptikti. Iš jų nenuostabu, kad nieko nebuvo rasta, nes mums beveik reikėtų visos liekanų masės, kad kažkaip paverstume gravitacinėmis bangomis, kad ką nors pamatytume. Rezultatai rodomi toliau pateiktame grafike. Atnaujinta analizė, nustatanti viršutines po susijungimo signalo ribas, pateikiama GW170817 savybių dokumente.

Keturių detektorių triukšmo amplitudės spektrinis tankis ir ieškokite viršutinių ribų kaip dažnio funkcija. Triukšmo amplitudės spektriniai tankiai palygina detektorių jautrumą. Paieškos viršutinės ribos yra šaknies-sumos kvadrato padermių amplitudės esant 50% aptikimo efektyvumui. Viršutinės ribos žymeklių spalvos kodas nurodo paieškos algoritmą, o forma - bangos formą, įvestą riboms nustatyti (dažnis yra šios bangos formos vidurkis). Juostos režimo bangos forma atsiranda dėl greito viršmasės neutronų žvaigždės sukimosi, dėl kurio ji iškraipoma (ištempiama) netašiametriniu būdu (Lasky, Sarin & amp Sammut 2017) magnetinė bangos forma daro prielaidą, kad (greitai besisukanti) viršmasinė neutroninė žvaigždė & # 8217s magnetinis laukas sukuria reikšmingą elipsiškumą (Corsi & amp Mészáros 2009), trumpos trukmės susijungimo bangos formos yra pasirinktos skaitinės simuliacijos (Bauswein ir kt. 2013 m. Takami ir kt. 2015 m. Kawamura ir kt. 2016 m. Ciolfi ir kt. 2017). Atviri kvadratai yra susijungimo bangos formos, pritaikytos atstumui ir orientacijai, padarytai iš GW170817 įkvėpimo. Brūkšniuotos juodos linijos rodo įtempimo amplitudes siauros juostos signalui su fiksuotu energijos kiekiu: viršutinė linija yra didžiausia galima GW170817 vertė. GW170817 po susijungimo 1 paveikslas.

Mes negalime pasakyti GW170817 ir # 8217s neutronų žvaigždžių likimo vien iš gravitacinių bangų [citatos pastaba]. Ateityje pagerėjus aukšto dažnio jautrumui, galime pamatyti ką nors iš a tikrai arti dvejetainių neutronų žvaigždžių susijungimo.

„GW170817 Properties“ popierius

Santrauka: GW170817 savybių popierius
Perskaitykite tai, jei: Norite gauti geriausius GW170817 ir # 8217s šaltinio rezultatus, geriausią mūsų „Hubble“ konstantos matavimą arba po susijungimo signalo ribas
Mėgstamiausia dalis: Pažiūrėk, kokie maži neapibrėžtumai!

Laikui bėgant, mes dažnai tobuliname gravitacinių bangų duomenų analizę. Taip gali nutikti todėl, kad mes turėjome laiko perkalibuoti duomenis iš savo detektorių, nes buvo sukurtos geresnės analizės metodikos arba tiesiog todėl, kad mes turėjome laiko leisti atlikti daugiau skaičiavimų reikalaujančias analizes. Šis straipsnis yra mūsų pirmasis bandymas pagerinti išvadas apie GW170817.Rezultatuose naudojamas patobulintas Mergelės duomenų kalibravimas ir analizuojama daugiau signalo (iki žemo 23 Hz dažnio, o ne 30 Hz, kuris naudoja apie 1500 papildomų ciklų), naudojami patobulinti bangos formos modeliai ir nauja analizė, apžvelgianti po susijungimo signalą. Rezultatai atnaujina pateiktus „GW170817 Discovery Paper“, „GW170817 Hubble Constant Paper“ ir „GW170817 Post-susijungimo“ dokumentuose.

Įkvėpimas

Mūsų pradinė analizė buvo pagrįsta greitai apskaičiuota post Niutono bangos forma, žinoma kaip TaylorF2. Manėme, kad tai turėtų būti konservatyvus pasirinkimas: bet kokie rezultatai su sudėtingesnėmis bangos formomis turėtų suteikti griežtesnius rezultatus. Tai pasiteisino. Mes bandome keletą skirtingų bangos formos modelių, kurių kiekvienas remiasi taškinių dalelių bangų formomis, kurias naudojame dvinarių juodųjų skylių signalams su papildomais bitais analizuoti, kad būtų galima modeliuoti neutroninių žvaigždžių potvynio deformaciją. Rezultatai iš esmės yra nuoseklūs, todėl daugiausia dėmesio skirsiu aptarti mūsų pageidaujamus rezultatus, apskaičiuotus naudojant IMRPhenomPNRT bangos formą (kuri naudoja IMRPhenomPv2 kaip bazę ir prideda skaitinio ir reliatyvumo kalibruotus potvynius). Kaip ir GW170817 atradimų dokumente, analizę atliekame su dviem pirminiais dvejetainiais sukiniais, vienu sukimais iki 0,89 (kuris turėtų saugiai apimti visas neutroninių žvaigždžių galimybes), o antrame - iki 0,05 (kuris atitinka binarinių neutronų žvaigždžių mūsų Galaktikoje).

Pirmoji analizė, kurią atlikome, buvo patikrinti šaltinio vietą. Raminamai, mes vis dar puikiai sutinkame su AT 2017gfo (phew!) Vieta. Lokalizacija yra daug patobulinta, 90% dangaus plotas yra tiesiog! Eik Mergelė!

Nustačius, kad vis dar prasminga, jog AT 2017gfo žymi šaltinio vietą, tai naudojame kaip poziciją vėlesnėse analizėse. Mes visada naudojame atitikmens dangaus padėtį ir priimančiosios galaktikos raudoną poslinkį (Levanas ir kt. 2017 m.), Tačiau paprastai nenaudojame atstumo. Taip yra todėl, kad mes norime sugebėti išmatuoti Hablo konstantą, kuri remiasi iš gravitacinių bangų nustatomo atstumo panaudojimu.

Mes naudojame atstumą nuo Cantiello ir kt. (2018) [citatos pastaba] vienam skaičiavimui: polinkio kampo įvertinimas. Pokrypis yra išsigimęs atsižvelgiant į atstumą (abu turi įtakos signalo amplitudei), todėl turėdami vieniems apribojimus, galime tiksliau išmatuoti kitą. Neturėdami informacijos apie atstumą, nustatome, kad kampas tarp dvejetainio ir # 8217s kampinio impulso ir regėjimo linijos yra skirtas aukšto sukimo pirmenybei ir žemo posūkio pirmenybei. Dviejų rezultatų skirtumas yra dėl to, kad sukamasis kampinis impulsas šiek tiek perkelia viso kampinio impulso kryptį. Įtraukiant informaciją apie atstumą, norint, kad aukštas sukimasis prieš kampą yra (taigi yra nesutapimo kampas), o prieš mažą sukimą (nesutapimas) [citatos pastaba].

Apskaičiuota dviejų komponentų sukimų orientacija ir dydis. Kairioji pora skirta aukšto sukimo pirmenybei, todėl jos dydžiai tęsiasi iki 0,89, o dešinioji pora skirta žemo sukimo pirmenybei ir tęsiasi iki 0,05. Kiekviename masyvesnio komponento pasiskirstymas yra kairėje, o mažesnio - dešinėje. Tikimybė susiejama į sritis, kurių ankstesnės tikimybės yra vienodos. Mažo sukimo prioras sutrumpina užpakalinį pasiskirstymą, tačiau tai yra mažiau svarbus klausimas dėl aukšto sukimo prioro. Rezultatai rodomi įkvėpimo taške, atitinkančiame gravitacinių bangų dažnį. „GW170817 Properties“ popieriaus 8 ir 9 paveikslų dalys.

  • Šviesumo atstumas yra su mažu sukimu prieš ir dideliu sukimu. Skirtumas yra dėl tos pačios priežasties, kaip ir pasvirimo matavimų skirtumas. Rezultatai atitinka atstumą iki NGC 4993 [citatos pastaba].
  • Matuojama, kad čiulbėjimo masė, raudonai perkelta į detektoriaus rėmą, yra su mažu sukimu prieš ir su dideliu sukimu. Tai atitinka fizinę čiulbėjimo masę.
  • Sukimai nėra gerai suvaržyti. Geriausiai matuojame orbitos kampinio impulso kryptį. Ankstesniam mažo sukimosi kiekiui to pakanka, kad būtų nepatenkinti antialignuoti sukimai, tačiau apie tai. Dėl aukšto sukimosi pirmenybės mes atmetame didelius sukimus, sureguliuotus arba antialiginius, ir labai didelius sukimus plokštumoje. Išlygintus sukimo komponentus geriausiai apibūdina efektyvus įkvepiamojo sukimo parametras, jei tai yra žemas sukimas prieš tai, kai jis sukasi, ir aukšto sukimo parametras.
  • Naudojant prieš sukimąsi žemai, komponentų masės yra - ir -, o prieš sukant aukšto sukimosi masės - ir -.

Tai iš esmės atitinka ankstesnius mūsų rezultatus. Yra nedideli poslinkiai, tačiau didžiausias pokytis yra tas, kad klaidos yra šiek tiek mažesnės.

Apskaičiuotos dviejų neutroninių žvaigždžių masės dvejetainėje sistemoje, naudojant aukšto sukimo (kairysis) ir mažo sukimosi (dešinysis) priorus. Dvimatis diagrama seka pastovios čiulbėjimo masės linija, kuri yra per siaura, kad būtų galima išspręsti šioje skalėje. Rezultatai pateikiami keturiems skirtingiems bangos formos modeliams. „TaylorF2“ (naudojamas pradinėje analizėje), „IMRPhenomDNRT“ ir „SEOBNRT“ sukasi lygiagrečiai, o „IMRPhenomPNRT“ apima sukimo precesiją. IMRPhenomPNRT naudojamas pagrindiniams rezultatams. GW170817 savybių popieriaus 5 pav.

Hablo konstantai mes randame su mažo sukimo prioru ir aukšto sukimo prioru. Čia mes cituojame maksimalią galinę vertę ir siauriausius 68% intervalus, palyginti su įprastu vidutiniu ir simetrišku 90% patikimu intervalu. Galima pagalvoti, kad keista, jog neapibrėžtis yra mažesnė, kai naudojama didesnė sukimosi pirmenybė prieš tai, tačiau tai tik dar viena pasvirimo matavimų skirtumo pasekmė. Vertybės iš esmės sutampa su mūsų pradinėmis vertėmis.

Geriausias išmatuotas potvynio parametras yra bendras be matmenų potvynio deformuojamumas. Su aukšto sukimo prioru galime nustatyti tik viršutinę ribą. Turėdami mažą sukimo prioritetą, mes pastebime, kad mes vis dar sutinkame su nuline deformacija, tačiau pasiskirstymas pasiekia didžiausią nulį. Mes naudojame įprastą vidutinį ir simetrišką 90% patikimą intervalą, o jei paimsime siauriausią 90% intervalą. Atrodo, kad mes aptikome materijos poveikį, tačiau kadangi mums anksčiau reikėjo naudoti mažo sukimosi greitį, kuris tinka tik neutroninėms žvaigždėms, tai būtų apskritas argumentas. Daugiau informacijos apie tai, ką galime sužinoti apie potvynio deformacijas ir iš ko yra pagamintos neutroninės žvaigždės, darant prielaidą, kad turime neutronų žvaigždes, pateikiama dokumente GW170817.

Po susijungimo

Anksčiau GW170817 po susijungimo dokumente mes ieškojome po susijungimo signalo. Mes nieko neradome. Dabar mes bandome padaryti išvadą apie signalo formą, darant prielaidą, kad ji yra (kai smailė yra per koalescencijos laiką). Mes vis tiek nieko nerandame, bet dabar mes nustatėme daug griežtesnes viršutines ribas, koks signalas gali būti.

Šiai analizei naudojame dviejų LIGO detektorių ir GEO 600 duomenis! Mes nenaudojame Mergelės duomenų, nes jie netinkamai elgiasi šiais aukštais dažniais. Mes bandome suvaržyti signalą naudodami „BayesWave“.

Naudojamų detektorių triukšmo amplitudės spektrinis tankis, ankstesnės ir užpakalinės įtempimo viršutinės ribos ir pasirinktos skaitmeninės simuliacijos kaip dažnio funkcija. Viršutinės signalo ribos yra Bajeso 90 proc. Patikimos signalo ribos Hanforde, tačiau gaunamos atlikus nuoseklią visų trijų nurodytų detektorių analizę. GW170817 Properties Paper 13 paveikslas.

Nors viršutinės ribos yra daug geresnės, jos vis tiek yra maždaug 12–215 kartų didesnės nei tikėtasi imituojant modelius. Todėl, norėdami aptikti panašų signalą, turime pagerinti detektoriaus jautrumą maždaug 3,5–15 kartų. Sukryžiuoti pirštai!

GW170817 valstybės lygties dokumentas

Santrauka: GW170817 Valstybės lygties dokumentas
Perskaitykite tai, jei: Norite sužinoti, iš ko yra neutroninės žvaigždės
Mėgstamiausia dalis: Gražūs drugelių siužetai

Paprastai savo darbe mes mėgstame išlikti atviri ir nedaryti per daug prielaidų. Analizuodami GW170817, kaip pateikta GW170817 savybių dokumente, mes išlikome agnostikai dėl dvejetainio komponento, matydami, ką mums sako duomenys. Tačiau iš elektromagnetinių stebėjimų yra tvirtų įrodymų, kad šaltinis yra dvinarė neutronų žvaigždžių sistema. Šiame straipsnyje laikome, kad šaltinis yra suteiktas yra pagaminti iš dviejų neutronų žvaigždžių ir kad šios neutronų žvaigždės yra pagamintos iš panašių dalykų [citatos pastaba], kad sužinotume, ką galime sužinoti apie neutroninių žvaigždžių savybes.

Kai dvi neutroninės žvaigždės priartėja viena prie kitos, jas iškreipia viena kitos gravitacija. Potvyniai kyla, panašiai kaip Mėnulis sukuria potvynius Žemėje. Sukūrus potvynius, orbita pašalina energiją, todėl įkvėpimas vyksta greičiau. Tai galime išmatuoti iš gravitacinių bangų signalo. Potvyniai yra didesni, kai neutroninės žvaigždės yra didesnės. Neutroninių žvaigždžių dydis ir tai, kaip lengvai jos yra ištemptos ir sutraukiamos, priklauso nuo jų būsenos lygties. Mes galime naudoti neutronų žvaigždžių masių ir potvynio deformacijos matavimus, norėdami padaryti išvadą apie jų dydį ir būsenos lygtį.

Signalas analizuojamas kaip GW170817 savybių dokumente (IMRPhenomPNRT bangos forma, mažas sukimasis, padėtis nustatyta taip, kad atitiktų AT 2017gfo). Tačiau mes taip pat pridedame šiek tiek informacijos apie neutronų žvaigždžių sudėtį.

Apskaičiuoti šios neįtikėtinai tankios medžiagos elgesį yra sunku, tačiau tarp neutroninių žvaigždžių potvynio deformacijos ir jų spindulių yra keletas sąsajų (vadinamų visuotiniais santykiais), kurie nėra jautrūs būsenos lygties detalėms. Vienas susijęs su dviejų neutroninių žvaigždžių potvynio deformacijų simetriškomis ir antisimetrinėmis kombinacijomis kaip masės santykio funkcija, leidžia apskaičiuoti nuoseklias potvynio deformacijas. Kitas potvynio deformaciją sieja su kompaktiškumu (masė padalinta iš spindulio) leidžia potvynio deformacijas paversti spinduliais. Analizė apima šių santykių neapibrėžtumą.

Be to, potvynio deformacijoms modeliuoti naudojame parametrinį būsenos lygties modelį. Imant pavyzdžius tiesiogiai pagal būsenos lygtį, lengva nustatyti leistinų verčių apribojimus. Pavyzdžiui, mes nustatome, kad garso greitis neutronų žvaigždės viduje yra mažesnis nei šviesos greitis, kad būsenos lygtis gali palaikyti tos masės neutronų žvaigždes, kad galima paaiškinti masiškiausią patvirtintą neutronų žvaigždę (mes naudojame apatinė šios masės riba), taip pat ji yra termodinamiškai stabili. Paaiškinti, kad apgyvendinta masiškiausia neutronų žvaigždė yra svarbi informacija.

Žemiau pateiktame grafike parodyta dviejų neutroninių žvaigždžių potvynio potvynio deformacijos parametrai. Dvi technikos, naudojant nejautrius būsenos lygties santykius ir naudojant parametrizuotą būsenos lygties modelį be įtraukė neutroninės žvaigždės atitikimo apribojimą, duokite panašius rezultatus. Neutronų žvaigždei šie rezultatai rodo, kad potvynio deformacijos parametras būtų. Mes pirmenybę teikiame švelnesnėms būsenos lygtims, o ne griežtesnėms [citatos pastaba]. Manau, tai reiškia, kad neutronų žvaigždės yra labiau apkabinamos.

Dviejų neutroninių žvaigždžių potvynio parametrų tikimybės pasiskirstymai. Masyvesnės neutroninės žvaigždės potvynio deformacija turi būti didesnė nei mažesnės neutroninės žvaigždės. Žalias šešėlis ir (50% ir 90%) kontūrai apskaičiuojami naudojant valstybės nejautrumo santykius. Mėlyni kontūrai skirti parametruotam būsenos lygties modeliui. Oranžiniai kontūrai yra iš „GW170817 Properties Paper“, kur mes neprisiimame bendros būsenos lygties. Juodosios linijos yra prognozės iš įvairių būsenos lygčių pasirinkimo. GW170817 būsenos lygties dokumento 1 pav.

Savo rezultatus galime paversti neutroninių žvaigždžių dydžio įvertinimais. Žemiau esančiuose siužetuose rodomi numanomi spinduliai. Parametruoto būsenos lygties modelio rezultatai dabar apima neutroninės žvaigždės talpinimo apribojimą, kuris yra pagrindinė siužetų skirtumo priežastis. Naudodamiesi nejautriais valstybės būsenos lygtimi, mes pastebime, kad sunkesnės (-) neutroninės žvaigždės spindulys yra, o lengvesnės (-) - neutroninės žvaigždės spindulys yra. Naudojant parametrinį būsenos lygties modelį, spinduliai yra (-) ir (-).

Neutroninių žvaigždžių masių ir spindulių užpakaliniai tikimybių pasiskirstymai (mėlyna - masyvesnei neutronų žvaigždei, oranžinė - žiebtuvėliui). Kairiajame siužete naudojami nejautrūs būsenos lygties santykiai, o dešiniajame - parametrizuotas būsenos lygties modelis. Vienmatiuose siužetuose punktyrinės linijos nurodo priorus. Viršutiniame kairiajame kampe esančios linijos nurodo Schwarzschildo juodosios skylės dydį ir Bukadahlio ribą, kai žlunga neutronų žvaigždė. GW170817 būsenos lygties dokumento 3 paveikslas.

Kai buvau studentas, prisimenu, kad sužinojau, jog neutronų žvaigždės yra maždaug spinduliu. Dabar žinome, kad taip nėra.

Jei norite ištirti toliau, galite atsisiųsti užpakalinius mėginius iš šių analizių.

Premijų užrašai

Standartinės sirenos

Astronomijoje mes dažnai naudojame standartines žvakes, tokius objektus kaip IA tipo supernovos, kurių šviesumas yra žinomas, kad nustatytume atstumus. Jei žinote, koks kažkas turėtų būti ryškus ir kokį ryškų matuojate, žinote, kaip toli jis yra. Pagal analogiją galime pasakyti, kiek toli yra gravitacinių bangų šaltinis. Taigi tai ne žvakė, o sirena. Seanas Carrolas daugiau apie šį terminą paaiškina savo tinklaraštyje.

Gamta

Aš žinau… Gamta paskelbė originalų Schutzo straipsnį apie Hablo konstantos matavimą naudojant gravitacines bangas, todėl yra graži simetrija paskelbiant pirmąjį realų rezultatą tai darant Gamta taip pat.

Rutuliniai klasteriai

Vietoj dvejetainės neutronų žvaigždžių sistemos, susidarančios iš dviejų kartu gimusių žvaigždžių dvejetainės sistemos, dvi neutroninės žvaigždės gali glaudžiai susijungti tankioje žvaigždžių aplinkoje kaip rutulinis spiečius. Tokiu būdu būtų galima suformuoti didelę dalį dvejetainių juodųjų skylių. Dvejetainės neutroninės žvaigždės, kurios yra mažiau masyvios, tokiu būdu nesusidaro taip dažnai. Nesitikime, kad GW170817 susiformavo tokiu būdu. GW170817 „Progenitor“ dokumente mes teigiame, kad GW170817 ir # 8217s šaltinio tikimybė, gaunama iš rutulinio klasterio, yra maža - numatomus rodiklius žr. Bae, Kim & amp Lee (2014).

Levanas ir kt. (2017) patikrinkite, ar AT 2017gfo vietoje nėra žvaigždžių spiečių, ir nieko nerandate. Mažiausias 30% Paukščių Tako ir # 8217s rutulinių sankaupų išvengtų šios ribos, tačiau jos sudaro tik 5% žvaigždžių masės rutuliškose grupėse ir nedidelę dalį dinaminės sąveikos. Fongas ir kt. (2019) atlieka keletą išsamių stebėjimų, ieškodami kamuolinio klasterio, taip pat nieko neranda. Tai neįtraukia klasterio iki, kuris iš esmės yra visas (99,996%). Todėl mažai tikėtina, kad klasteris yra šio dvejetainio šaltinis.

Citavimo užrašai

Susijungimų rodikliai

Pagal savo gravitacinių bangų duomenis mes įvertiname dabartinį dvejetainių neutronų žvaigždžių susijungimo greičio tankį. Keli elektromagnetiniai stebėtojai atliko savo greičio įvertinimus pagal elektromagnetinių pereinamųjų reiškinių aptikimo dažnumą (arba jo nebuvimą).

Kasliwal ir kt. (2017 m.) Atsižvelgia į pereinamuosius procesus, kuriuos matė „Palomar“ pereinamojo laikotarpio gamykla, ir įvertinkite apytiksliai (3 sigmų viršutinę ribą) greičio tankį link apatinio mūsų diapazono galo, tačiau jų greitis didėja, jei ne visi susijungimai yra tokie ryškūs kaip AT 2017gfo .

Siebertas ir kt. (2017 m.) Swope Supernova tyrimo metu nustato AT 2017gfo tipo pereinamųjų procesų dažnį. Jie gauna viršutinę ribą. Jie naudoja įvertinti tikimybę, kad AT 2017gfo ir GW170817 yra tikimas atsitiktinumas ir iš tikrųjų nesusiję. Tikimybė yra 90% patikimumo.

„Smartt“ ir kt. (2017) įvertino kilonovos rodiklį iš ATLAS tyrimo, jie apskaičiuoja 95% viršutinę ribą, saugiai viršijančią mūsų diapazoną.

Yang ir kt. (2017) apskaičiuoja viršutines ribas iš DLT40 Supernova tyrimo. Priklausomai nuo manomo paraudimo, tai yra tarp ir. Jų 3 paveikslas rodo, kad tai gerokai viršija numatomus rodiklius.

Zhang ir kt. (2017) domisi gama spindulių pliūpsnių greičiu. Jei žinote trumpų gama spindulių pliūpsnių ir dvejetainių neutroninių žvaigždžių susiliejimo greitį, galite sužinoti daugiau apie srovės spinduliavimo kampą. Kuo mažesnė srovė, tuo mažesnė tikimybė pastebėti gama spindulių pliūpsnį. Norėdami tai padaryti, jie patys susidaro gravitacinių bangų greičio voką. Jie gauna . Tai nėra labai blogai, tačiau laikykitės mūsų rezultato.

Jei jus domina kilonovos aptikimo ateities perspektyvos, aš rekomenduoju „Scolnic“ ir kt. (2017). Peržiūrėkite jų 2 lentelę, kurioje rasite aptikimo rodiklius (darant prielaidą, kad tai yra): LSST ir WFIRST matys daug, atitinkamai apie 7 ir 8 per metus.

Naudodamiesi vėlesniais reakcijos struktūros stebėjimo apribojimais, Gupta ir amp Bartos (2018) naudoja trumpą gama spindulių pliūpsnio greitį, kad įvertintų dvinarių neutronų žvaigždžių susijungimo greitį. Jie prognozuoja, kad maždaug 30% gravitacinių bangų aptikimo lydės gama spindulių pliūpsniai, kai tik LIGO ir Mergelė pasieks dizaino jautrumą.

Della Valle ir kt. (2018) apskaičiuoja stebimą kilonovos rodiklį. Kad atitiktų mūsų dvinarių neutronų žvaigždžių susijungimo rodiklį, kilonovos gamybai mums reikia tik dalies dvinarių neutronų žvaigždžių susijungimų, arba kad juos būtų galima pastebėti tik esant mažesniems nei žiūrėjimo kampams. Jų 2 lentelėje pateiktas gražus trumpų gama spindulių pliūpsnių rodiklių rinkinys.

Elektromagnetinė istorija

Keletas pastabų apie neišsamią elektromagnetinį atradimą aprašančių dokumentų apžvalgą. Norėdami gauti stebėjimo duomenis, aš rekomenduoju pažvelgti į „Open Kilonova“ projektą.

Nepaisant mūsų gravitacinių bangų aptikimo, Fermi-GBM (Goldstein) pastebėjo trumpą gama spindulių pliūpsnį GRB 170817A. ir kt. 2017). „Fermi-LAT“ nieko nematė, nes buvo neprisijungęs, kad galėtų kirsti Pietų Atlanto anomaliją. Susijungimo metu INTEGRAL stebėjo GW170814 vietą, laimei, tai reiškė, kad ji vis tiek galėjo stebėti GW170817 vietą, o po perspėjimo jie rado 170817A GRB savo duomenyse (Savčenko ir kt. 2017).

Stebint mūsų gravitacinių bangų lokalizaciją, buvo atrastas optinis trumpalaikis AT 2017gfo. Atradimas buvo atliktas vieno metro dviejų pusrutulių (1M2H) bendradarbiavimu, naudojant „Swope“ teleskopą Las Campanas observatorijoje Čilėje. Jie paskyrė trumpalaikį kaip SSS17a (Coulter ir kt. 2017). Tą patį vakarą kelios kitos komandos taip pat nustatė, kad praeina per valandą viena nuo kitos:

  • Atlikus mažiau nei 40 Mpc (DLT40) paiešką, trumpalaikis buvo nustatytas naudojant PROMPT 0,4 m teleskopą Čerilės Cerro Tololo Amerikos amerikiečių observatorijoje, jie paskyrė trumpalaikį DLT17ck (Valenti) ir kt. 2017).
  • Bendradarbiaujant VINROUGE (manau, jie iš tikrųjų nenurodo savęs savo dokumentuose) nustatyta, kad laikinas VISTA naudojimas Europos pietų observatorijoje Čilėje (Tanvir ir kt. 2017).Jų darbe taip pat aprašomi tolesni stebėjimai naudojant labai didelį teleskopą, Hablo kosminį teleskopą, šiaurietišką optinį teleskopą ir danišką 1,54 m teleskopą, ir yra vienas iš mano mėgstamiausių įvadinių skyrių apie atradimus.
  • „MASTER“ bendradarbiavimas tęsė jų pasaulinių teleskopų tinklą, o jų teleskopas San Juano nacionalinio universiteto observatorijoje Argentinoje nustatė trumpalaikį (Lipunovo ir kt. 2017), jie trumpai trumpai vadina OTJ130948.10-232253.3.
  • „Dark Energy Survey“ ir „Dark Energy Camera GW – EM“ (DES ir DECam) bendradarbiavimas nustatė trumpalaikį ryšį su „DECam“ Blanco 4 m teleskopu, kuris taip pat yra Cerro Tololo Amerikos stebėjimo tarnyboje Čilėje (Soares-Santos). ir kt. 2017).
  • „Las Cumbres“ observatorija bendradarbiavo naudodama savo pasaulinį teleskopų tinklą. Nenuostabu, kad jų 1 m teleskopas Cerro Tololo Amerikos stebėjimo tarnyboje Čilėje pirmą kartą vaizdavo trumpalaikį („Arcavi“). ir kt. 2017). Jų stebėjimo strategija aprašyta bendraamžių dokumente (Arcavi ir kt. 2017), kuriame taip pat aprašomi tolesni veiksmai, susiję su GW170814.

Iš jų galite pamatyti, kad Pietų Amerika buvo šio įvykio vieta: naktis buvo tinkamu laiku.

AT 2017gfo infraraudonųjų – optinių – ultravioletinių spindulių diapazone buvo stebima labai daug. Villaras ir kt. (2017) bando juos nuosekliai sujungti. Jų 1 paveikslas yra gražus.

Sumontuotos ultravioletinių, optinių ir infraraudonųjų spindulių stebėjimo AT 2017gfo šviesos kreivės. Duomenų taškai yra homogenizuoti duomenys, o linijos pritaikytos kilonovos modeliams. Mėlyna šviesa iš pradžių dominuoja, bet greitai išnyksta, o raudona - lėčiau. Villaro 1 paveikslas ir kt. (2017).

Hindereris ir kt. (2018) naudokite skaitmenines reliatyvumo simuliacijas, kad palygintumėte potvynio deformacijos ir kilonovos šviesos kreivės gravitacinių bangų apribojimų teoriją ir stebėjimus. Jie mano, kad stebėjimai gali atitikti dvejetainę neutroninę žvaigždę - juodąją skylę ir dvejetainę neutroninę žvaigždę. „Coughline & amp Dietrich“ (2019) padarė panašią išvadą. Manau, mažai tikėtina, kad būtų tokia mažos masės juodoji skylė, tačiau įdomu tai, kad yra keletas modeliavimų, kurie gali atitikti stebėjimus.

AT 2017gfo taip pat buvo stebėjimo elektromagnetiniame spektre objektas. Rentgeno spindulių stebėjimas buvo pastebėtas praėjus 9 dienoms po susijungimo ir 16 dienų po susijungimo, kaip tik manėme, kad jaudulys baigėsi, buvo rastas radijo ryšys:

  • Rentgenas pirmą kartą buvo pastebėtas Chandros rentgeno observatorijoje, praėjus 9 dienoms po susijungimo (Troja ir kt. 2017). Šiame straipsnyje taip pat aprašomi optiniai tolesni veiksmai naudojant Hablo kosminį teleskopą, daugiafunkcį „Gemini“ spektrografą, Korėjos mikrolensavimo teleskopų tinklą ir radijo neaptikimą naudojant „Australia Telescope Compact Array“. Margutti ir kt. (2017) su „Chandra“ stebėjo 2,3 dienos po susijungimo (kai nieko nerado) ir 15 dienų, kai ką nors rado. Haggardas ir kt. (2017) aprašo gilius Chandros pastebėjimus 15 ir 16 dienų po susijungimo.
  • Bendradarbiavimas „AUGIMAS“ radijo spinduliuotę iš pradžių nustatė praėjus 16 dienų po susijungimo su labai dideliu masyvu (Hallinan ir kt. 2017): po 10 dienų yra ribinis signalas, tačiau tuo metu nėra tikrai identifikuojamo šaltinio. Jie taip pat stebėjo Australijos teleskopo kompaktišką masyvą (kuris matė prošvaisą stebėdamas 19 dienų po susijungimo), „Giant Metrewave“ radijo teleskopą, VLA žemo dažnio jonų sferos ir pereinamojo laikotarpio eksperimentą bei „Green Bank“ teleskopą (kuris neatpažino). Aleksandras ir kt. (2017) pirmą kartą nustatė radijo spinduliuotę stebėdamas 19 ir 39 dienas po susijungimo su „Very Large Array“ Jie nieko neaptinka naudodami „Atacama Large Millimeter / submillimeter Array“.

Požibėjimas kurį laiką ir toliau ryškės, todėl galime tikėtis daugybės atnaujinimų:

    pastebėta naudojant „Chandra“ 108 ir 111 dienų po susijungimo. Ruanas ir kt. (2017 m.) Pastebėta Chandra 109 dienas po susijungimo. Didelis rentgeno stebėjimų tarpas nuo pradinių stebėjimų yra todėl, kad Saulė kliudė. atnaujinti GROWTH radijo rezultatus iki 107 dienų po susijungimo (didžiausias intervalas, tuo pačiu užuomazgant naujus rentgeno stebėjimus), stebint su labai dideliu matrica, kompaktišku Australijos teleskopu ir milžinišku „Meterewave“ radijo teleskopu.

Įdomu tai, kad optinis audinys taip pat pastebėtas:

    stebimas naudojant „Hubble“ 110 (poilsio rėmo) dienas po susijungimo (tai yra tada, kai Saulė buvo ne Hablo link). Šiuo metu kilonova turėjo išnykti, tačiau jie kažką rado, ir tai yra gana mėlyna spalva. Išvada yra ta, kad tai yra pošvietimas, o jis pasieks didžiausią vertę maždaug po metų. sujungiami Chandros rentgeno stebėjimai, labai didelių matricų radijo stebėjimai ir Hablo optiniai stebėjimai. Hablo stebėjimai yra 137 dienos po susijungimo, o „Chandra“ stebėjimai yra 153 dienos ir 163 dienos po susijungimo. Jie mano, kad jie visi sutinka (įskaitant preliminarų radijo signalą 10 dienų po susijungimo). Jie tvirtina, kad emisija neskatina ašinių čiurkšlių ir sferinių ugnies kamuolių.

GW170817 atitikmens radijo, optinės ir rentgeno spektrinės energijos tankio raida. Radijuje ir rentgeno spinduliuose visada vyrauja poslinkis, kaip rodo jie pagal tą patį galios įstatymą. Ankstyvaisiais laikais optikoje vyrauja kilonova, tačiau šiai blėstant pradeda dominuoti pošvietimas. „Margutti“ 1 paveikslas ir kt. (2018).

    stebėtas rentgeno nuotraukoje praėjus 135 dienoms po susijungimo su XMM-Newton. Jie pastebi, kad srautas išblėso, palyginti su ankstesne tendencija. Jie siūlo, kad mes esame tik apyvartoje, todėl tai atitinka naujausius Hablo pastebėjimus. stebimas žemais radijo dažniais naudojant milžinišką radijo teleskopą „Meterwave“. Jie pastebėjo signalą po 67 dienų po susijungimo, tačiau per jų stebėjimo laiką (iki 152 dienos po susijungimo) tai mažai kinta, o tai taip pat rodo perėjimą. stebėtas radijuje 125–200 dienų po susijungimo su labai didelių matricų ir Australijos teleskopų kompaktiškais matricomis, ir jie pastebi, kad pošvietimas pradeda blėsti, o pikas pasiekia 149 ± 2 dienas po susijungimo. atliko rentgeno stebėjimus 260 dienų po susijungimo. Jie daro išvadą, kad poslinkis tikrai blėsta, ir kad taip nėra dėl sinchroninio aušinimo dažnio perdavimo. stebėtas radijuje iki 298 dienų. Jie aptinka apyvartą maždaug 170 dienų. Jie teigia, kad rezultatai palaiko siaurą, sėkmingą srautą. stebėta radijo ir rentgeno spinduliais iki 359 dienų. Blukimas dabar akivaizdus ir pradeda kažką atskleisti apie reaktyvinę struktūrą. Panašu, kad jų geriausiai tinka struktūrizuotas reliatyvistinis srautas ar plataus kampo kokonas. stebimas optiniu būdu iki 358 dienų. Jie daro išvadą, kad pikas siekia maždaug 140–160 dienų. Jų stebėjimai gerai tinka Gauso struktūros ar dviejų komponentų srautui (antrasis komponentas yra kokonas), nors dviejų komponentų modelis gerai netinka ankstyviesiems rentgeno stebėjimams. Jie daro išvadą, kad turėjo būti sėkmingas tam tikros formos purkštukas.

Radijo, optiniai ir rentgeno stebėjimai iki 358 dienų po susijungimo. Spalvotos linijos rodo pritaikytus Gauso reaktyvinius modelius. Lamb ir kt. 3 paveiksle. (2018).

    stebėti optiniu būdu iki 584 dienų po susijungimo, kartu su stebėjimu radijo ryšiu iki 585 dienų po susijungimo ir rentgeno spinduliais - 583 dienų po susijungimo. Šie pastebėjimai teikia pirmenybę struktūriniam srautui, o ne beveik sferiniam nutekėjimui. Hajela ir kt. (2019) radijo ir rentgeno stebėjimus pratęsia dar 743 dienas po susijungimo.

Kairėje: optinis poslinkis stebimas iki 584 dienų po susijungimo kartu su struktūrizuoto srauto ir beveik sferinio nutekėjimo prognozėmis (Wu & amp MacFadyen 2018). Dešinėje: radijo, optiniai ir rentgeno stebėjimai atitinkamai iki 535 dienų, 534 dienų ir 533 dienų po susijungimo. Trikampiai žymi viršutines ribas. Fongo 2 ir 3 paveikslai ir kt. (2019).

    pastebėta su Chandra nuo 935 iki 942 dienų po susijungimo, ir matyti gražus nuosmukis, atitinkantis plintantį reaktyvinį lėktuvą. Jie taip pat žiūrėjo per radiją, bet nieko nerado. sudaryti vienodą radijo, optinių ir rentgeno spindulių stebėjimo rinkinį. Jų duomenų rinkinys apima 0,5–940 dienų po susijungimo. Tai tikrai puikus duomenų rinkinys!

Optinio, radijo ir rentgeno spindulių šviesos kreivės, nustatytos pagal geriausiai tinkantį spektrinį indeksą, kad skirtingi stebėjimai būtų vienas ant kito, atsižvelgiant į GW170817 ir # 8217s pašvietimą. Viršutiniame skydelyje rodomi atskiri stebėjimai, pažymėti observatorijos ir stebėjimo juostos. Apatiniame skydelyje rodomas slenkamasis vidurkis. 1 pav. Makhathini ir kt. (2020).

    toliau gauti radijo ir rentgeno stebėjimus iki 1270 dienų po susijungimo. Radijas yra toks, kokio tikimasi struktūrizuotam purkštukui, tačiau rentgeno spindulys gali būti šiek tiek ryškesnis? ar po maždaug 900 dienų rentgenas ryškėja. Tačiau radijuje nieko nėra. Tai gali pasiūlyti tam tikros formos kilonovos sklidimą (kuris gali prieštarauti greitam žlugimui iki juodosios skylės), arba tai gali atsirasti dėl likučio susikaupimo. Bet kuris iš jų būtų įdomus pastebėjimas. iš naujo analizuokite rentgeno duomenis, patikrindami kalibravimą. Jie neranda pakilimo, tačiau vėlyvu metu pastebi perteklių, kurį sunku paaiškinti vien reaktyviniu poslinkiu, o tai rodo, kad yra tam tikros papildomos emisijos, pavyzdžiui, kilonovos poslinkis.

Rentgeno (viršuje) ir radijo (apačioje) stebėjimas iš Chandra ir labai didelio masyvo. Rentgeno stebėjimai rodo perviršį maždaug po 900 dienų, tačiau per radiją jie nepastebimi. Raudonos ir oranžinės linijos rodo skirtingą galios dėsnių sinchroninę emisiją. Pilka kreivė rodo sinchroninę emisiją iš dinaminės kilonovos išstūmimo iš skaitmeninio neutroninių žvaigždžių susijungimo modeliavimo. Hajelos 2 paveikslas at al. (2021).

Istorija apie ambicingiausią astronominių stebėjimų perėjimą dabar gali baigtis?

Šapiro vėlavimas

Naudodamiesi laiko vėlavimu tarp GW170817 ir GRB 170817A, kelios kitos komandos taip pat patys įvertino „Shapiro“ vėlavimą, kol dar nežinojo, kas yra mūsų „GW170817“ gama-spindulių sprogimo dokumente.

    įvertinkite Paukščių Tako potencialą ir didelio masto struktūrą. apsvarstykite visas GLADE kataloge esančias galaktikas, esančias regėjimo linijos spinduliu, ir išveskite. įvertinti naudojant Paukščių Tako ir # 8217 potencialą ir naudojant Mergelės klasterį ir # 8217 potencialą.

Mūsų vertinimas yra konservatyviausias.

Palyginimas su kitais gama spindulių pliūpsniais

Ar elektromagnetiniai atitikmenys GW170817 yra panašūs į tai, kas buvo pastebėta anksčiau?

Yue ir kt. (2017) palyginkite GRB 170817A su kitais gama spindulių pliūpsniais. Tai yra mažas šviesumas, bet jis gali būti ne vienas. Gali būti ir kitų panašių sprogimų (galbūt GRB 070923, GRB 080121 ir GRB 090417A), jei jie tikrai yra iš netoliese esančių šaltinių. Jie teigia, kad GRB 130603B gali būti ašies atitikmuo GRB 170817A [citatos pastaba], tačiau neaptikus kelių sprogimų kilonovos rodo, kad jų savybės taip pat turi šiek tiek skirtis. Tai sutampa su Gompertz rezultatais ir kt. (2017), kuris palygina GW170817 stebėjimus su kitomis kilonovomis: jis yra silpnesnis nei kitos kandidatės kilonovos (GRB 050709, GRB 060614, GRB 130603B ir preliminariai GRB 160821B), tačiau yra vienodai ryškesnės nei viršutinės kitų sprogimų ribos. Kilonovų stebėjimai turi būti įvairūs. Fongas ir kt. (2017) pažvelgti į pošviesių įvairovę (per rentgeną į radiją) ir vėl rasti, kad GW170817 ir # 8217s atitikmuo yra silpnas. Taip yra tikriausiai todėl, kad mes nesame ašyje. Išsamiausias tyrimas yra von Kienlinas ir kt. (2019 m.), Ieškantys dešimties metų „Fermi“ archyvuose ir radę 13 GRB 170817A panašių trumpų gama spindulių pliūpsnių: GRB 081209A, GRB 100328A, GRB 101224A, GRB 110717A GRB 111024C, GRB 120302B, GRB 120915A, GRB 130502A, GRB 140511A, GRB 150101B, 170111B, 170817A ir 180511A. Tai yra įvairių elgesio būdų, o trumpesni GRB rodo greitą kintamumą. Būsimi stebėjimai padės išsiaiškinti, kiek skiriasi žiūrint skirtingais kampais ir kiek yra vidinių pokyčių iš šaltinio - galbūt kai kurie trumpi gama spindulių pliūpsniai sklinda iš neutroninių žvaigždžių ir juodųjų skylių dvinarių?

Pakreipimas, purkštukai ir išmetimas

Beveik kiekvienas stebėjimo dokumentas turi įvertinti ejecta savybes, matymo kampą ar kažką apie srovės struktūrą. Galbūt bandysiu vėliau juos sujungti, bet dar neturėjau laiko, nes tai labai ilgas sąrašas! Daugumoje nuolydžio matavimų buvo daroma vienoda viršutinės skrybėlės reaktyvinė srovė, kuri, kaip dabar žinome, nėra geras modelis.

Mano, ne ekspertų nuomone, vėlesni rezultatai atrodo įdomesni. Su labai ilgais pradiniais interferometrijos radijo stebėjimais iki 230 dienų po susijungimo, Mooley ir kt. (2018) teigia, kad nors ankstyvą radijo spinduliuotę skleidė platus struktūrizuoto reaktyvinio oro kokonas, vėlesniame spinduliavime dominuoja siaura, energinga srovė. Buvo sėkmingas purkštukas, todėl būtume matę kažką panašaus į įprastą trumpą gama spindulį, sprogusį ašyje. Jie mano, kad srovės atidarymo kampas yra ir kad mes jį žiūrime kampu. Su rentgeno ir radijo stebėjimais iki 359 dienų, Troja ir kt. (2018) apskaičiavo (taip pat sulenkiant gravitacinių bangų apribojimus), kad matymo kampas yra ir Gauso struktūrizuoto srauto plotis būtų.

Hablo konstanta ir nesutapimas

Guidorzi ir kt. (2017) bando sugriežtinti Hablo konstantos matavimą naudojant radijo ir rentgeno stebėjimus. Jų modeliavimas daro prielaidą, kad yra vienoda reaktyvinė srovė, kuri neatrodo šiuo metu palankiausia parinktis [citatos pastaba], todėl čia reikia įtraukti tam tikrą modeliu pagrįstą neapibrėžtumą. Be to, vargu ar reaktyvas bus visiškai suderintas su orbitos kampiniu impulsu, o tai gali suteikti dar porą laipsnių daugiau neapibrėžtumo.

Mandelis (2018) veikia kitaip ir naudoja neseniai atliktą „Dark Energy Survey Hubble“ pastovų įvertinimą, kad nukreipimo kampas būtų susietas su mažesniu, o tai (nenuostabu) gana gerai sutampa su rezultatu, kurį gavome naudodami Planck reikšmę. „Finstad“ ir kt. (2018) naudoja skaisčio atstumą nuo Cantiello ir kt. (2018) [citatos pastaba] kaip (Gauso) prieš analizuojant gravitacinės bangos signalą ir gaunant nesutapimą (kai klaidos yra statistinis neapibrėžtumas ir sisteminės paklaidos įvertinimas kalibruojant padermę).

Hotokezaka ir kt. (2018) naudoti Mooley polinkio rezultatus ir kt. (2018) [citatos pastaba] (kartu su atnaujintais užpakaliniais pavyzdžiais iš GW170817 Properties Paper), kad būtų galima padaryti vertę (cituojama mediana ir 68% simetriškas patikimas intervalas). Naudojant skirtingus reaktyvinius modelius, jų vertė Hablo konstantai šiek tiek pasikeičia, o prieš tai nepasirinkus sukimo (nes iš esmės visą polinkio informaciją gauname iš jų radijo stebėjimų). Rezultatai vis dar atitinka Planck ir SH0ES, tačiau yra arčiau Planck vertės.

„Hablo“ konstantos tikimybinis pasiskirstymas, padarytas iš GW170817, naudojant tik gravitacines bangas (GW) ir sulenkiant modelius galios dėsnių (PLJ) ​​modeliui ir labai ilgoms bazinės interferometrijos (VLBI) radijo stebėjimams. Linijos simetriškai žymi 68% intervalus. Spalvotos juostos yra matavimai iš kosminio mikrobangų fono (Planck) ir supernovų (SH0ES). 2 pav. Hotokezaka ir kt. (2018 m.)

Dhawanas ir kt. (2019) naudokite plačiajuosčio kilonovos fotometriją, kad įvertintumėte stebėjimo kampą kaip. Derinant tai su rastais Hablo nuolatinio popieriaus rezultatais.

NGC 4993 savybės

GW170817 Progenitor Paper naudojome NGC 4993 komponentų savybes iš Lim ir kt. (2017): žvaigždžių masė ir tamsiosios medžiagos aureolės masė, kur mes naudojame Plancko reikšmę (tačiau išvados yra panašios, kai tam naudojama SH0ES vertė).

Blanchardas ir kt. (2017) įvertino žvaigždžių masę apie. Jie taip pat žiūri į žvaigždžių susidarymo istoriją, 90% buvo suformuoti iki tol, o vidutinis masės svertinis žvaigždžių amžius yra. Iš to jie daro išvadą dėl susijungimo vėlavimo laiko -. Atsižvelgdami į tai ir darydami prielaidą, kad sistema gimė netoli dabartinės vietos, jie mano, kad supernova spyriojasi į apatinį mūsų įverčio galą. Jie naudoja .

ir kt. (2017) rasti vidutinę žvaigždžių masę - ir vidutinis žvaigždžių amžius yra didesnis nei apie. Jie taip pat pateikia apšvietimo atstumo įvertį, kuris sutampa su mūsų gravitacinių bangų įvertinimu. Aš nesu tikras, kokią vertę jie naudoja.

Levanas ir kt. (2017) rodo, kad žvaigždžių masė yra maždaug. Jie pastebi, kad 60% masės žvaigždžių yra vyresnės nei ir mažiau nei 1% yra mažiau nei senos. Jų 5 paveiksle yra šiek tiek informacijos apie galimus supernovos smūgius. Jie daro išvadą, kad tai tikriausiai buvo maža, tačiau to nesuvertinkite. Jie naudoja .

Pan ir kt. (2017) rasti. Jie apskaičiuoja pagal masę svertinį vidutinį žvaigždžių amžių ir galimą minimalų GW170817 ir # 8217s šaltinių sistemos amžių. Jie naudoja .

Troja ir kt. (2017) suranda žvaigždžių masę ir siūlo seną žvaigždžių populiaciją.

Ebrová & amp Bílek (2018) prisiima atstumą ir suranda aureolės masę. Jie siūlo, kad NGC 4993 prarijo mažesnę vėlyvojo tipo galaktiką kažkur nuo seno ir seniau, greičiausiai maždaug prieš tai.

Atrodo, kad sutariama, jog žvaigždžių populiacija yra sena (ir nelabai kas kita). Laimei, „GW170817 Progenitor Paper“ išvados yra gana tvirtos, kad vėlavimo laikas būtų ilgesnis, nei atrodo tikėtina.

Keli kiti dokumentai apžvelgia galaktikos atstumą:

    sujunkite raudonos poslinkio matavimą iš MUSE ir pagrindinį plokštumos įvertį, pagrįstą Hablo stebėjimais, kad gautumėte atstumą. naudokite Hablo stebėjimus, kad įvertintumėte atstumą, naudodamiesi paviršiaus ryškumo svyravimais. Jie gauna atstumą. Tai reiškia Hablo konstantos vertę.

Vertės atitinka mūsų gravitacinių bangų įvertinimus.

Likęs likimas

Negalime būti tikri, kas nutiko susijungimo likučiams vien iš gravitacinių bangų stebėjimų. Tačiau elektromagnetiniai stebėjimai čia duoda keletą patarimų.

Evansas ir kt. (2017) teigia, kad jų neaptikus rentgeno spindulių, stebint su „Swift“ ir „NuSTAR“, rodo, kad šiuo metu nėra neutronų žvaigždės liekanų, o tai reiškia, kad mes turime žlugti, kad susidarytume juodajai skylei iki 0,6 dienos po susijungimo. Tai nėra per daug ribojanti skirtingus būdus, kaip liekana gali žlugti, tačiau neįtraukia stabilios neutroninės žvaigždės liekanos. 4,6 valandos po susijungimo MAXI taip pat neaptiko rentgeno (Sugita ir kt. 2018).

Pooley, Kumar & amp Wheeler (2017) apsvarsto rentgeno spindulių stebėjimą. Jie apskaičiavo, kad jei liekana būtų hipermasyvi neutronų žvaigždė su dideliu magnetiniu lauku, ankstyvasis (10 dienų po susijungimo) šviesumas būtų daug didesnis (ir mes galėtume tikėtis pamatyti magnetinius protrūkius). Todėl, jų manymu, labiau tikėtina, kad liekana yra juodoji skylė. Tačiau Piro ir kt. (2018) teigia, kad jei neutroninės žvaigždės liekanos sukimąsi lemia nuostoliai, atsirandantys dėl gravitacinių bangų, o ne elektromagnetinių spindulių, tada scenarijus vis tiek yra perspektyvus. Jie teigia, kad preliminariai nustatytas rentgeno spindesys, pastebėtas praėjus 155 dienoms po susijungimo, gali būti neutroninės žvaigždės ir toroidinio magnetinio lauko išsisklaidymo įrodymas.

Kasenas ir kt. (2017) naudodamiesi pastebėtu raudonuoju kilonovos komponentu įrodinėkite, kad liekana turi sugriūti iki juodosios skylės. Neutroninė žvaigždė apšvitintų išmetamąją medžiagą neutrinais, sumažintų neutronų dalį ir padarytų išmetamąją mėlynesnę. Kadangi jis yra raudonas, neutrino srautas turi būti išjungtas, o neutronų žvaigždė - žlugti. Žemiau pateiktame jų paveiksle esame b atveju.

Įvairių materijos komponentų, išmestų iš neutronų žvaigždžių susijungimo, animacinis filmas. Raudonos spalvos rodo sunkius r proceso elementus, o mėlynos - šviesius r proceso elementus. Orbitos plokštumoje yra potvynio uodega, formuojanti torą, apytiksliai sferiniai vėjai iš akrecijos disko ir medžiaga, susidūrimo metu įspausta į polines priežastis. A atveju mes turime ilgai gyvenančią neutroninę žvaigždę, o jos neutrino apšvitinimas sukelia mėlyną išstūmimą. B atveju neutronų žvaigždė žlunga, nutraukdama neutrino srautą. C atveju įvyksta neutroninės žvaigždės ir juodosios skylės susijungimas, ir mes neturime susidūrimo poliarinės medžiagos. Kaseno 1 paveikslas ir kt. (2017) taip pat žr. Margalit & amp Metzger (2017) 1 paveikslą.

Ai ir kt. (2018) nustato, kad tam tikroms būsenos lygtims yra keletas parametrų erdvės kampų, kur įmanoma ilgalaikė neutroninė žvaigždė, net atsižvelgiant į stebėjimus. Todėl turėtume išlikti atviri.

„Margalit & amp Metzger“ (2017 m.) Ir „Bauswein“ ir kt. (2017) pažymi, kad santykinai didelį išmetimų kiekį, padarytą iš stebėjimų [citatos pastaba], lengviau paaiškinti, kai vėluojama (pagal laiko grafikus). Tai sunku išspręsti, nebent neutronų žvaigždžių spinduliai yra maži (). Metzgeris, Thompsonas ir amp Quataertas (2018) nustato, kaip ši įtampa galėtų būti išspręsta, jei liekana būtų greitai besisukantis magnetaras, kurio gyvenimo trukmė -. Matsumoto ir kt. (2018) teigia, kad optinį spinduliavimą skatina srovė ir medžiaga, kaupiasi ant centrinio objekto, o ne r proceso proceso skilimas, ir tai leidžia daug mažesnius išmetimo kiekius, kurie taip pat galėtų išspręsti problemą. Yu & amp Dai (2017) teigia, kad prisikaupimas prie ilgai gyvenančios neutronų žvaigždės gali paskatinti emisiją ir tam reikalingas tik vienas išstumiamumas. Li ir kt. (2018) pateikė panašią teoriją, teigdama, kad tiek didelė ejecta masė, tiek mažas neskaidrumas yra problemos, susijusios su standartiniu r proceso paaiškinimu, tačiau nukritimas į neutroninę žvaigždę gali veikti. Tačiau Margutti ir kt. (2018) teigia, kad rentgeno spinduliuotė, kurią maitina centrinis variklis, yra nepalanki.

Apibendrinant atrodo, kad tikėtina, jog mes atsidūrėme juodojoje skylėje ir po susijungimo trumpą laiką turėjome nestabilią neutronų žvaigždę, tačiau nemanau, kad tai dar išsprendė, kiek laiko tai buvo.

Gillas, Nathanailas ir amp Rezzolla (2019) apsvarstė, kiek laiko užtruks pagamintas stebimas išmetimo kiekis, santykiniai raudonos ir mėlynos spalvos išmetimo kiekiai, taip pat vėlavimo laikas tarp susijungimo gravitacinių bangų matavimo ir stebėjimo gama spindulių pliūpsnio, kad būtų galima įvertinti, kiek laiko likutis užgriuvo iki juodosios skylės. Jie randa visą gyvenimą.

Žvaigždės dvynės

Mes galime neturėti dviejų neutronų žvaigždžių su ta pačia būsenos lygtimi, jei joms gali įvykti fazinis perėjimas. Tai būtų panašu į tai, jei vienas būtų pagamintas iš purios zefyro, o kitas - iš žąsų skrudinto zefyro: juose yra tas pats ingredientas, bet viename - daiktų rūšis pasikeitė, suteikiant jam skirtingas fizines savybes. Standartinės neutroninės žvaigždės galėjo būti pagamintos iš hadroninės medžiagos, panašios į milžinišką branduolį, tačiau galėtume turėti kitą tipą, kai hadronai suskaidomi į jų komponentinius kvarkus. Todėl galėtume turėti dvi neutronų žvaigždes, kurių masė būtų panaši, bet kurių būklės lygtys būtų labai skirtingos. Tai vadinama dvynių žvaigždžių scenarijumi. Šiame kontekste dažnai aptariamos hibridinės žvaigždės, kurių kvarko šerdys yra apsuptos išorinių hadroninių sluoksnių.

Neutroninės žvaigždės būsenos lygtis

Keli straipsniai ištyrė, ką mes galime padaryti išvadą apie neutroninių žvaigždžių daiktų prigimtį iš gravitacinių bangų ar elektromagnetinių stebėjimų neutroninių žvaigždžių sujungimo. Tai gana kebli problema. Žemiau yra keletas neutroninių žvaigždžių spindulių ir jų potvynio deformacijų tyrimų, kurie atrodo suderinami su spinduliais, nurodytais GW170817 būsenos lygtyje.

Bausveinas ir kt. (2017) teigia, kad iš kilonovos išvesta ejecta suma yra per didelė, kad būtų galima greitai žlugti iki juodosios skylės [citatos pastaba]. Naudodamiesi tuo, jie apskaičiavo, kad nesisukančios neutroninės masės žvaigždės spindulio spindulys yra bent jau. Jie taip pat apskaičiavo, kad didžiausios masės, nerotuojančios neutroninės žvaigždės, spindulys turi būti didesnis nei. Köppel, Bovardas ir Rezzolla (2019) apskaičiuoja panašią, atnaujintą analizę, naudodamiesi nauju požiūriu, kad atitiktų didžiausią neutronų žvaigždės masę, ir jie nustato, kad spindulys yra didesnis nei ir yra didesnis nei.

Annala ir kt. (2018) derina mūsų pradinį potvynio deformacijos matavimą su reikalavimu, kad būsenos lygtis palaiko neutroninę žvaigždę (kuri, jų teigimu, reikalauja, kad neutroninės žvaigždės potvynio deformacija būtų bent jau). Jie teigia, kad pastaroji sąlyga reiškia, kad neutroninės žvaigždės spindulys yra mažiausiai, o pirmosios - mažesnis.

Ridikėlis et al. (2018) sujungia kilonovos stebėjimus (numanomą ejecta kiekį) su masių gravitacinių bangų matavimais, kad būtų galima apriboti potvynio deformaciją. Remdamiesi savo modeliavimais, jie teigia, kad norint paaiškinti išmetimą, turi būti bendras be matmenų potvynio deformuojamumas. Tai atitinka rezultatus, pateiktus GW170817 Properties Paper, tačiau pašalintų pagrindinį pasiskirstymo viršūnę, kurią mes padarėme vien iš gravitacinių bangų. Tačiau Kuichi ir kt. (2019) rodo, kad galima gauti reikiamą ejecta mažesnėms potvynio deformacijoms, atsižvelgiant į prielaidas apie didžiausią neutronų žvaigždžių masę (didesnės masės leidžia mažesnes potvynio deformacijas) ir dvejetainių komponentų asimetriją.

Lim & amp Holt (2018) atlieka kai kuriuos būsenos lygties skaičiavimus. Jie pastebi, kad jų konkretus metodas (chiralinė efektyvioji teorija) jau gerai sutampa su didžiausios neutronų žvaigždės masės ir potvynio deformacijų įvertinimais. Kas yra malonu. Naudodamiesi savo modeliais, jie prognozuoja, kad GW170817 ir # 8217s čiulba masė.

Raithel, Özel & amp Psaltis (2018) teigia, kad f arba duota čiulbėjimo masė yra tik silpna komponentų masių funkcija ir labiausiai priklauso nuo spindulių. Todėl pagal mūsų pradinę numanomą vertę jie nustatė 90% viršutinę ribą spinduliams.

Dauguma ir kt. (2018) apsvarstyti platų parametrinių būsenų lygčių diapazoną. Jie laiko ir hadroninę (sudarytą iš tokių dalelių kaip neutronai ir protonai) būsenų lygtį, tiek tas, kuriose vyksta faziniai perėjimai (su hadronais suskaidant į kvarkus), o tai potencialiai gali reikšti, kad dvi neutroninės žvaigždės turi gana skirtingas savybes [citata] . Norint pasirinkti potencialių spindulių diapazonus, nustatomi keli skirtingi apribojimai. Derinant reikalavimą, kad neutroninės žvaigždės gali būti iki (Antoniadis ir kt. 2013), maksimali neutronų žvaigždžių masė, kurią numato Margalit & amp Metzger (2017), mūsų pradinė gravitacinių bangų viršutinė potvynio deformacijos riba ir apatinė Radice riba et al. (2018), jie apskaičiavo, kad neutroninės žvaigždės spindulys yra - pagal hadroninę būsenos lygtį. Būsenos ir fazinio perėjimo lygčiai jie daro tą patį, bet be potvynio deformacijos iš Radice et al. (2018), o neutroninės žvaigždės spindulys yra -.

Paschalidis ir kt. (2018) išsamiau apsvarsto būsenos su hadrono-kvarko fazių perėjimais idėjų lygtis ir galimybę, kad vienas iš GW170817 & # 8217s šaltinio komponentų buvo hibrono-kvarko hibridinė žvaigždė. Jie mano, kad pradiniai potvynių matavimai tai atitinka.

Burgio ir kt. (2018) toliau tiria galimybę, kad du dvejetainiai komponentai turi skirtingas savybes. Jie mano, kad yra ir hadrono – kvarko fazių perėjimas, ir tai, kad viena žvaigždė yra hadroninė, o kita - kvarko žvaigždė (sudaryta iš neapibrėžtų kvarkų, o ne tų, kurie supakuoti hadronų viduje). Rentgeno spindulių stebėjimai rodo, kad neutronų žvaigždžių spinduliai yra diapazone -, tuo tarpu dauguma GW170817 ir # 8217s komponentų nustatytų spindulių yra didesni. Šiame straipsnyje teigiama, kad tai galima išspręsti, jei viena iš GW170817 & # 8217s šaltinio sudedamųjų dalių buvo hibrono-kvarko hibridinė žvaigždė arba kvarko žvaigždė.

De ir kt. (2018) atlieka savo gravitacinio signalo analizę, kai komponentų masėse yra daugybė skirtingų priorų. Jie daro prielaidą, kad dviejų neutronų žvaigždžių spinduliai yra vienodi. GW170817 būsenos lygties dokumente mes pastebime, kad skirtumas gali būti maždaug, o tai, mano manymu, leidžia tai gerai suderinti. Zhao & amp Lattimer (2018) pažvelgti į tai išsamiau. Apytiksliai jie apskaičiavo, kad neutronų žvaigždžių spindulys yra bendras.

Malikas ir kt. (2018) naudokite potvynio deformacijos pradinę gravitacinių bangų viršutinę ribą ir Radice apatinę ribą et al. (2018) kartu su keliomis būsenos lygtimis (apskaičiuotomis naudojant reliatyvistinį vidutinį lauką ir Skyrme Hartree – Fock receptus, kurie skamba skaniai). Neutroninei žvaigždei jie pasiekia potvynio deformaciją diapazone - ir spindulį diapazone.

Radice ir amp Dai (2018) atlieka savo gravitacinių bangų duomenų analizę (naudodami santykinį sujungimą) ir sujungia tai su elektromagnetinių stebėjimų analize, naudodami akrecijos disko modelius. Jie pastebi, kad arealinis spindulys yra. Šie rezultatai gerai sutampa su mumis, jų įtraukus elektromagnetinius duomenis jų bendri rezultatai stumia link didesnių potvynio deformacijos verčių.

Montaña ir kt. (2018) apsvarstykite dviejų žvaigždžių scenarijus [citatos pastaba], kur turime įprastą hadroninę neutroninę žvaigždę ir hibridinę hadrono – kvarko žvaigždę. Jie mano, kad duomenys atitinka neutroninės žvaigždės – neutrono žvaigždės, neutroninės žvaigždės – hibridinės žvaigždės arba hibridinės žvaigždės – hibridinės žvaigždės dvejetainius duomenis. Jų II lentelė yra naudingas neutroninės žvaigždės spindulio rezultatų rinkinys, įskaitant fazių perėjimo galimybę.

Coughlin ir kt. (2018) naudoja mūsų LIGO – Mergelės rezultatus ir sujungia juos su kilonovos stebėjimo apribojimais (kartu su pritaikymais skaitinėms simuliacijoms) ir gama spindulių pliūpsniu. Elektromagnetiniai stebėjimai suteikia papildomos informacijos apie potvynio deformaciją, masės santykį ir polinkį. Jie naudoja apytikslę informaciją, kad neutronų žvaigždės turi vienodus spindulius. Jie pastebi, kad potvynio deformuojamumas turi 90% intervalą - ir neutronų žvaigždės spindulys yra -.

Zhou, Chen ir amp Zhang (2019) naudoja sunkiųjų jonų susidūrimo eksperimentų duomenis, kurie riboja branduolinio tankio medžiagų savybes viename spektro gale, neutroninių žvaigždžių egzistavimą ir mūsų GW170817 būsenos lygties popieriaus apribojimus potvynio deformacija, siekiant nustatyti, ar neutroninės žvaigždės spindulys yra -.

„Kumar & amp Landry“ (2019) naudoja „GW170817 State-of-state Paper“ apribojimus ir sujungia juos su elektromagnetiniais apribojimais, kad gautų bendrą potvynio deformacijos matavimą. Jie naudoja Özel rentgeno spindulių sprogdintojų stebėjimus ir kt. (2016), kurie suteikia masės ir spindulio matavimus ir juos išverčia taikydami universalius ryšius. Jų bendras rezultatas yra neutroninės žvaigždės potvynio deformacija.

Gamba, Read & amp Wade (2019) įvertina sisteminę klaidą GW170817 būsenos lygties popieriaus rezultatuose neutronų žvaigždės spinduliui, kuris galėjo būti įtrauktas iš prielaidų apie plutos & # 8217s būsenos lygtį. Jie mano, kad klaida gali būti (apie 3%).


Santrauka ir žodynas

Izotopo pusinės eliminacijos laikas yra naudojamas apibūdinant greitį, kuriuo izotopas suyra ir skleidžia spinduliuotę. Naudojant pusinės eliminacijos periodą, galima numatyti radioaktyviųjų medžiagų kiekį, kuris liks po tam tikro laiko. ( ce) - organinių dirbinių amžiui nustatyti buvo naudojama 14 datavimo procedūrų. Jo pusinės eliminacijos laikas yra maždaug 5700 metų.

  • Foninė spinduliuotė: Radiacija, gaunama iš aplinkos šaltinių, įskaitant žemės plutą, atmosferą, kosminius spindulius ir radioizotopus. Šie natūralūs radiacijos šaltiniai sudaro didžiausią radiacijos kiekį, kurį gauna dauguma žmonių.
  • Pusė gyvenimo: Radioaktyviosios medžiagos pusinės eliminacijos laikas yra laiko tarpas, reikalingas medžiagos kiekiui suirti iki pusės pradinės vertės.


Žiūrėti video įrašą: Pikantiškas šimtmetis apatinių spintoje: nuo išsivadavimo iš korsetų iki vyriškų stringų bumo (Vasaris 2023).