الفلك

التواقيع الكهرومغناطيسية النجمية

التواقيع الكهرومغناطيسية النجمية


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.

باستخدام التوقيع الكهرومغناطيسي فقط للنجم ، هل يمكن تمييز النجم بدقة موثوقة عن أي نجم آخر؟
للتوضيح قليلاً ، لنفترض أن لدينا مجموعة من حوالي 200000 نجمة. باستخدام الطيف الكهرومغناطيسي وحده (وأي وسيلة تحليل ، مثل التحليل الطيفي) ، ومن خلال تمييز كل نجم بتوقيعه الكهرومغناطيسي المقابل ، هل يمكن أن تكون هناك أوجه تشابه قريبة جدًا من عدم التمييز بين أي نجمين أو أكثر؟

الآن ، بالطبع ، أعلم أن مثل هذا الشيء ممكن. أنا لا أسأل عما إذا كان ذلك ممكنًا. أريد فقط أن أعرف احتمالات الافتقار إلى التمييز ، مع الأخذ في الاعتبار جميع عوامل التطور النجمي. إما في الملعب أم لا.


يكاد يكون من المؤكد أن طيف النجم هو بصمة فريدة من نوعها. على الرغم من أن النجوم تولد في مجموعات مكونة من بيئة متجانسة كيميائيًا بشكل معقول لغيمة جزيئية عملاقة ، فمن المحتمل أن يكون هناك صغير الاختلافات في بيئتهم المحلية. علاوة على ذلك ، فإن بيئات تكوينها ، والنجوم نفسها في أوقات لاحقة ، يمكن أن تتلوث بفعل الأحداث الخارجية (مثل المستعرات الأعظمية القريبة). حتى لو كانت وفرتها الكيميائية متطابقة ، فإن أطيافها لن تكون بسبب الاختلافات في كتلتها ودورانها وبالتالي درجات حرارتها.

لكن، قد تكون الاختلافات بين النجوم أصغر من دقة القياس ، مما يجعل أطيافها غير قابلة للتمييز بشكل فعال.

لإعطاء أي نوع من الإجابة الحاسمة يتطلب بعض التعريف لأنواع النجوم التي يتم رصدها ، ودرجة حرارتها ، وجاذبيتها ، وتشتت وفرة المواد الكيميائية ، وبأي دقة طيفية وبأي إشارة إلى نسبة الضوضاء في أي نطاق موجي.

في هذه اللحظة أود أن أقول هذا مستحيل لأي نجم في مجرتنا. الاختلافات في الأطياف بين نجمة واحدة و "التوأم" الأكثر تشابهًا (قد تكون الكلمة مناسبة هنا ، حيث من المحتمل أن يكونوا قد ولدوا في نفس الحضانة النجمية) هي بعيد أصغر مما يمكننا تمييزه باستخدام البيانات والتقنيات الحالية.


حتى الطيف الضوئي وحده لديه الكثير من الأشياء الجيدة.

بالإضافة إلى الوفرة الكيميائية والحجم والخصائص الخارجية الأخرى لخطوط الانبعاث والامتصاص ، يمكنك الحصول على معدل الدوران من ملف تعريف دوبلر للخط الضيق ، ومعلومات التحليل الطيفي الدقيقة للغاية حول أوضاع اهتزاز النجم من خلال علم الزهرة الطيفية.

كما أن معظم النجوم هي جزء من أنظمة النجوم المتعددة ، لذا فإن التحليل الطيفي من مسافة بعيدة سوف يعطي معلومات عن كل نجم وهكذا ، حتى لو كان هناك نجمان مختلفان بالكاد يمكن تمييزهما ، فمن المحتمل ألا يكون رفاقهما كذلك! يعطي هذا أيضًا بعض التمايز الإضافي المحتمل عن السرعات النسبية ، لكن هذا يعتمد على المدة التي تلاحظها وما إذا كنت تعرف الاتجاه.


التباين النجمي والكشف عن الكواكب الخارجية

تحولات ظاهرة في موقع الشمس في السماء بسبب البقع الشمسية والكسور من 1996-2007. هذه حركات واضحة في الاتجاه العمودي على خط استواء الشمس إذا شوهدت من الحافة وتم قياسها بالميكرو ثانية (1/3.600.000 درجة). من الشكل 1 لاجرانج وآخرون. 2011.

يعد فهم أوجه عدم اليقين التي تنطوي عليها التقنيات المستخدمة للكشف عن الكواكب الخارجية جانبًا مهمًا من البحث عن الحياة خارج الأرض ، خاصة في ضوء الجدل الأخير حول الأهمية الإحصائية لاكتشافات الكواكب. ضع في اعتبارك على سبيل المثال تلسكوب Kepler و NASA & # 8217s 1.4 متر والذي سيقضي 3.5 سنوات على الأقل في التحديق في 100000 نجم. يبحث 8217 عن الكواكب الخارجية العابرة ، والتي تحجب جزءًا من الضوء من نجمها المضيف إذا صادف مرورها أمام خط رؤيتنا. يمكننا اكتشاف هذه العبور واستنتاج خصائص الكوكب من خلال مراقبة الانخفاضات الطفيفة في منحنى الضوء (السطوع بمرور الوقت) للنجم. ولكن ماذا لو تضاءل النجم لسبب آخر & # 8211 هل سيتعارض هذا مع قدرتنا على اكتشاف كوكب؟

من المعروف منذ قرون أن أنواعًا معينة من النجوم تتوسع وتتغير في درجات الحرارة بشكل دوري (مما يتسبب في سطوع دوري وتغيرات في اللون) ، وبالفعل تم تصميم كبلر جزئيًا لدراسة التباين النجمي. الأمثلة الكلاسيكية للتنوع النجمي ضخمة في الحجم ويسهل تمييزها إلى حد ما عن بصمات الكوكب ، لكن بعض النجوم (على سبيل المثال ، الشمس) تظهر تغيرات أكثر دقة والتي تشكل تحديات كبيرة لاكتشاف الكوكب.

يبحث المؤلفون فيما إذا كان بإمكاننا أن ننجح في اكتشاف الأرض أم لا إذا لاحظنا توأمًا من النظام الشمسي يُرى من الحافة على بعد 10 أجهزة كمبيوتر (1 فرسخ = 3.26 سنة ضوئية). في هذه الورقة ، وهي الثالثة في سلسلتهم ، تناولوا عواقب البقع النجمية والألواح على حملات الكشف الفلكي.

البقع هي مناطق مظلمة ذات درجة حرارة منخفضة تحدث في الصور الفوتوغرافية النجمية (السطح الذي يأتي منه معظم الضوء الذي نراه). يرتبط تكوينها بتركيزات عالية من خطوط المجال المغناطيسي العمودية. وبالمثل ، فإن الألواح وبنى الشبكات هي مناطق ذات انبعاث هالفا ساطع تظهر في الكروموسفير (فوق الغلاف الضوئي مباشرة). نظرًا لأن البقع والفتحات تميل إلى أن تكون دورية على مقياس من السنين ، فإنها يمكن أن تبدو مشابهة للتأثيرات الدورية للكواكب التي تدور في مدارات.

تعد تقنية القياس الفلكي للكشف عن الكواكب الخارجية بديلاً لتقنية العبور التي يستخدمها كبلر. بدلاً من البحث عن التغييرات في السطوع ، يبحث القياس الفلكي عن التغيير في الموضع الظاهري حيث يدور النجم وكواكبه حول مركز مشترك للكتلة (& # 8220wobble & # 8221 في السماء). من الواضح أن البقع (المظلمة) واللوحات (الساطعة) تؤثر على سطوع النجم ، ولكنها تؤثر أيضًا على الموقع الظاهر له من خلال تغيير توزيع السطوع المرجح للموضع للقرص النجمي.

لمحاكاة ملاحظات النظام الشمسي ، استخدم المؤلفون 10 سنوات من قياسات الأقمار الصناعية ، والتي تتكون من

21000 مجموعة من البقع الشمسية الشمسية و

1.8 مليون لوحة شمسية وهياكل شبكات. وجدوا أن التباين الفلكي للشمس خلال هذا الوقت أقل بحوالي خمس مرات من التوقيع الفلكي للأرض. يعلق المؤلفون على أن تقنية أخرى لاكتشاف الكواكب الخارجية ، وهي قياسات السرعة الشعاعية (بالاعتماد على انزياح دوبلر لطيف نجم و # 8217s أثناء دورانه حول مركز الكتلة) أكثر حساسية للضوضاء التي تسببها البقع الشمسية والطلاء. لذلك فهي تدعم استخدام القياس الفلكي في اكتشاف الكواكب ذات الكتلة الأرضية في المناطق الصالحة للسكن من النجوم النشطة الشبيهة بالشمس.


التواقيع الكهرومغناطيسية النجمية - علم الفلك

Instituto de F & iacutesica ، Universidad Nacional Aut & oacutenoma de M & eacutexico ، Ciudad de M & eacutexico ، المكسيك

حقوق النشر والنسخ 2016 للمؤلف وشركة Scientific Research Publishing Inc.

هذا العمل مُرخص بموجب رخصة المشاع الإبداعي نَسب المُصنَّف (CC BY).

وردت في 16 يناير 2016 قبلت 27 مارس 2016 نشرت في 31 مارس 2016

تمت دراسة الكشف المحتمل لموجات الجاذبية من خلال ملاحظات قياس التداخل لمصادر الضوء البعيدة. يتضح أن موجة الجاذبية تؤثر على نمط قياس التداخل للضوء النجمي بطريقة معينة. يتم أخذ مقاييس التداخل Michelson و Hanbury Brown-Twiss في الاعتبار ، ويتضح أن هذا الأخير هو الأكثر ملاءمة لمثل هذا الكشف.

موجات الجاذبية ، التحليل الطيفي

يمكن اكتشاف موجة الجاذبية (GW) بشكل غير مباشر من خلال تفاعلها مع الضوء المنبعث من الأجسام الفلكية. وهكذا ، على سبيل المثال ، ينتج عن مرور GW تأخير زمني في الإشارة المستلمة من مصادر بعيدة (Estabrook و Wahlquist [1]). وبالمثل ، يمكن الاستدلال على وجود خلفية عشوائية من GWs من التحليل الإحصائي لتوقيت النجم النابض (Hellings and Downs [2]). يمكن أن تتفاعل GWs أيضًا مع استقطاب الموجات الكهرومغناطيسية (Hacyan [3] [4]).

في هذا البحث ، قمنا بدراسة تأثير GWs على قياس التداخل للضوء النجمي. يتم النظر في نوعين أساسيين من أجهزة قياس التداخل المستخدمة في علم الفلك: مقياس تداخل Michelson (انظر ، على سبيل المثال ، [5]) ومقياس التداخل Hanbury Brown-Twiss [6]. الأولى تستخدم التداخل بين إشارتين ، والأخيرة تستخدم التداخل بين شدة الضوء. يتمتع مقياس التداخل الشديد ، بشكل عام ، ببعض المزايا مقارنة بمقياس تداخل ميكلسون. سيظهر فيما يلي أنه يمكن اكتشاف مرور GW بسهولة أكبر عن طريق قياس التداخل.

القسم 2 من هذه الورقة مكرس لتحليل الموجة الكهرومغناطيسية في وجود مستوي واجهه GW. يعتمد التحليل على الأعمال السابقة (Hacyan [3] [4]) التي يتم فيها استنتاج شكل المجال الكهرومغناطيسي باستخدام تقريب طول الموجة القصيرة. يتم الحصول على معادلة عامة للارتباط بين المجالات الكهربائية ويتم تطبيق النتيجة على تحليل قياس التداخل في القسم 3 من الحالات الخاصة.

2. المجال الكهرومغناطيسي

مقياس المستوى GW في حد المجال الضعيف هو

/>(1)

حيث يتم إعطاء درجتي استقطاب GW بواسطة الإمكانات /> و /> ، وهي وظائف لـ u فقط. العلاقة مع إحداثيات Minkowski t و z هي

في ما يلي ، تم إهمال المصطلحات التربيعية وذات الترتيب الأعلى في f و g ، وقمنا بتعيين />.

اتجاه شعاع الضوء في حالة عدم وجود GW هو k ، مع /> ، تردد الموجة (أحادية اللون). وضعنا

وبالتالي تحديد الزوايا /> و />. في ما يلي ، سيكون من المناسب تحديد الوظائف

/>(2)

/>(3)

في تقريب طول الموجة القصيرة ، يتم أخذ الإمكانات الكهرومغناطيسية على أنها

حيث S هي الدالة eikonal التي تفي بالمعادلة />. ثم ، /> هو متجه صفري يحدد اتجاه انتشار الموجة الكهرومغناطيسية ، و /> هو متجه رباعي مثل />.

المتجه الكهرومغناطيسي هو [4]

/>(4)

حيث /> هو متجه رباعي يشبه الزمن و /> هو التردد الذي يتم قياسه بواسطة كاشف مع /> مماس لخطه العالمي. اختيار /> ، يتبع ذلك

/>(5)

والوظيفة eikonal هي

كما في المرجع. [4] ، بالنسبة للموجة المستوية ، نستخدم مقياسًا مثل /> ، وهو ما يعادل

حيث /> هو متجه الوحدة في اتجاه انتشار GW.

المتجه الأربعة /> يعتمد على الإحداثيات u من خلال الدالتين /> و />. باستخدام المقياس /> ، يكون الحل المعين هو [4]

/>(6)

حيث /> و /> ثوابت تحدد موجة مستوية كهرومغناطيسية في غياب GWs.

دعونا نستخدم tetrad /> بحيث /> ، حيث /> هي مصفوفة Minkowski. ثم ، إذا /> ، يتم تعريف الرباعي بواسطة

/>(7)

وفقًا لذلك ، تكون مكونات tetrad لـ /> و />

/>(8)

/>(9)

لاحظ بشكل خاص أن /> و /> ، كما ينبغي أن يكون.

المجال الكهربائي في مكونات تتراد هو

/>(10)

وبالطبع />.

بالنسبة لموجة مستوية كهرومغناطيسية ذات متجه موجي /> ، نجد بعد بعض الجبر المطول ولكن المباشر (مع الاحتفاظ فقط بالمصطلحات من الدرجة الأولى)

/>(11)

هي معلمات ستوكس (/> للاستقطاب الخطي و /> للاستقطاب الدائري).

ضع في اعتبارك كاشفين بإحداثيات الزمكان /> و /> ، يستقبل كل منهما موجتين كهرومغناطيسية مستوية مع متجهات موجية /> و /> ، واستخدم الترميز المختصر

/>(12)

/>(13)

/>(14)

تشير الفهارس الفرعية a و b و j إلى التسميات 1 و 2 لـ x و k.

يسمح مقياس تداخل ميكلسون بقياس متوسط ​​الشدة

/>(15)

حيث المصطلح الثاني هو مصطلح التداخل.

يسمح مقياس التداخل Hanbury Brown-Twiss بقياس التداخل بين الشدة:

/>(16)

حيث المصطلح الثاني هو التداخل بين الشدتين.

باستخدام هذا الترميز ، لدينا مقياس تداخل ميكلسون:

/>(17)

ولمقياس التداخل Hanbury Brown-Twiss:

/>(18)

حدد أيضًا الوظائف المعقدة

/>(19)

/>(20)

في حالة عدم وجود GWs و /> و

مما يعني أن الوقت /> مستقل. ويترتب على ذلك أن التباين الزمني لـ /> يرجع بالكامل إلى وجود GW. يمكن جعل هذا الاعتماد على الوقت إعدادًا واضحًا

حيث /> و /> و /> و /> هي مصطلحات صغيرة بسبب GW. هذا يعني أن المصطلحين /> و /> من الدرجة الأولى في الإمكانات f و g لـ GW.

يجب ملاحظة أن ارتباط الحقل /> يحتوي على مصطلحات مثل /> ، وهي

متذبذبة للغاية وتعيق القياس الدقيق باستخدام مقياس تداخل ميكلسون. من ناحية أخرى ، لا تظهر هذه المصطلحات في ارتباط الشدة:

/>(21)

يتم تضمين الاعتماد على الوقت فقط في المصطلحات /> و /> ، والتي ترجع بالكامل إلى مرور GW. المصطلح مع /> غير موجود في هذه الصيغة الأخيرة.

كتطبيق خاص للصيغ أعلاه ، يمكننا حساب التماسك الزمني لإشارة واحدة في وجود GW. يمكن الحصول على هذا الإعداد /> و /> و />. ثم /> ووفقًا لذلك

/>(22)

/>(23)

صراحة ، في هذه الحالة بالذات ،

(24)

وهو المصطلح الوحيد ذو الصلة للارتباط الزمني لعلاقة الكثافة ، ويعزى بالكامل إلى GW.

3.2 موجات جيبية ونبضات

في حالة معينة من التردد الجيبي أحادي اللون GW، يمكننا أن نضع

(25)

أين هو ثابت معقد و مرحلة ثابتة.

بالنسبة لنبضة GW ، يمكن تقريبها بواسطة دالة دلتا:. في هذه الحالة فقط تم تغييره بعد. نحن لدينا

(26)

أين هي وظيفة من هذا القبيل إذا و غير ذلك. وبالتالي ، فإن نبضة موجة الجاذبية ستنتج تغيرًا في كلاهما و.

الاستنتاج الرئيسي من النتائج الحالية هو أن مرور GW ينتج اضطرابًا يعتمد على الوقت في تداخل شدة مصادر الضوء البعيدة ، وهو التداخل الذي قد يكون لولا ذلك

نمط ثابت. وهكذا ، فإن اختلاف الوقت سيشير إلى مرور موجة الجاذبية. سيكون من الصعب ملاحظة تأثير مماثل، مقياس تداخل إشارة مباشر ، بسبب وجود شروط شديدة التأرجح ، كما هو موضح أعلاه.

شاهين هاسيان ، (2016) توقيع موجات الجاذبية في التحليل الطيفي النجمي. مجلة الفيزياء الحديثة,07، 552-557. دوى: 10.4236 / jmp.2016.76058


التوقيع الطيفي

التوقيع الطيفي هو تباين الانعكاس أو الانبعاث للمادة فيما يتعلق بأطوال الموجات (أي الانعكاس / الانبعاث كدالة لطول الموجة). [1] يشير التوقيع الطيفي للنجوم إلى تكوين الغلاف الجوي للنجوم. التوقيع الطيفي لجسم ما هو دالة لطول موجة EM العرضي والتفاعل المادي مع هذا القسم من الطيف الكهرومغناطيسي.

يمكن إجراء القياسات باستخدام أدوات مختلفة ، بما في ذلك مقياس طيف معين للمهمة ، على الرغم من أن الطريقة الأكثر شيوعًا هي فصل الجزء الأحمر والأخضر والأزرق والأشعة تحت الحمراء القريبة من الطيف الكهرومغناطيسي كما تم الحصول عليه بواسطة الكاميرات الرقمية. يتم جمع التوقيعات الطيفية المعايرة تحت إضاءة محددة من أجل تطبيق تصحيح على الصور الرقمية المحمولة جواً أو الصور الفضائية.

ينظر مستخدم نوع واحد من المطياف من خلاله إلى أنبوب غاز مؤين. يرى المستخدم خطوطًا محددة من الألوان تسقط على مقياس متدرج. سيكون لكل مادة نمطها الفريد من الخطوط الطيفية.

تعالج معظم تطبيقات الاستشعار عن بعد الصور الرقمية لاستخراج التوقيعات الطيفية في كل بكسل واستخدامها لتقسيم الصورة في مجموعات من وحدات البكسل المتشابهة (التجزئة) باستخدام أساليب مختلفة. كخطوة أخيرة ، قاموا بتعيين فئة لكل مجموعة (تصنيف) من خلال المقارنة مع التوقيعات الطيفية المعروفة. اعتمادًا على دقة البكسل ، يمكن أن يمثل البكسل العديد من التوقيعات الطيفية "مختلطة" معًا - وهذا هو السبب في إجراء الكثير من تحليل الاستشعار عن بُعد "لفك الخلطات". تؤدي المطابقة الصحيحة في نهاية المطاف للتوقيع الطيفي المسجل بواسطة بكسل الصورة مع التوقيع الطيفي للعناصر الموجودة إلى التصنيف الدقيق في الاستشعار عن بُعد.


محتويات

تم استخدام التصوير الدوبلري لأول مرة لرسم خريطة للخصائص الكيميائية على سطح نجوم Ap. لرسم خرائط النجوم ، استخدمها لأول مرة ستيفن فوجت ودونالد بنرود في عام 1983 ، عندما أظهروا أن تواقيع النجوم يمكن ملاحظتها في الملامح الخطية للنجم الثنائي النشط HR 1099 (V711 Tau) من هذا ، حيث يمكنهم استخلاص صورة للنجم. سطح - المظهر الخارجي.

من أجل التمكن من استخدام تقنية التصوير الدوبلري ، يحتاج النجم إلى تلبية بعض المعايير المحددة.

    يجب أن يكون الدوران النجمي هو التأثير المسيطر الذي يوسع الخطوط الطيفية ، V sin ⁡ i = 10-100 km s - 1

< م بوكس> ، < mbox> ^ <-1>>. إذا كانت السرعة أقل ، فإن الاستبانة المكانية تتدهور ، لكن الاختلافات في ملف تعريف الخط يمكن أن تقدم معلومات عن المناطق ذات السرعات الأعلى. للسرعات العالية جدًا ، V sin ⁡ i & gt 100 km s - 1

في أبسط الحالات ، تقلل البقع النجمية المظلمة من كمية الضوء القادمة من منطقة معينة ، مما يؤدي إلى تراجع أو شق في الخط الطيفي. عندما يدور النجم ، سيظهر الشق أولاً على جانب الطول الموجي القصير عندما يصبح مرئيًا تجاه الراصد. بعد ذلك سوف يتحرك عبر ملف تعريف الخط ويزيد في الحجم الزاوي نظرًا لأن البقعة تُرى بشكل أكبر وجهاً لوجه ، والحد الأقصى هو عندما تتجاوز البقعة خط الزوال للنجم. يحدث العكس عندما تنتقل البقعة إلى الجانب الآخر من النجم. البقعة لها أقصى تحول دوبلر لـ

أين ل هو خط العرض و إل هو خط الطول. وبالتالي ، فإن التواقيع من النقاط الموجودة في خطوط العرض الأعلى ستقتصر على مراكز الخطوط الطيفية ، والتي ستحدث أيضًا عندما لا يكون محور الدوران متعامدًا على خط البصر. إذا كانت البقعة موجودة على خط عرض عالٍ ، فمن الممكن أن يتم رؤيتها دائمًا ، وفي هذه الحالة سينتقل التشوه في ملف تعريف الخط للخلف وللأمام ولن يتغير سوى مقدار التشويه.

يمكن أيضًا إجراء تصوير دوبلر لتغيير الوفرة الكيميائية عبر السطح النجمي ، وقد لا يؤدي ذلك إلى ظهور شقوق في ملف تعريف الخط نظرًا لأنه يمكن أن يكون أكثر إشراقًا من بقية السطح ، وبدلاً من ذلك ينتج عنه تراجع في ملف تعريف الخط.

يعتبر تصوير زيمان-دوبلر أحد أشكال تقنية التصوير الدوبلر ، باستخدام معلومات الاستقطاب الدائري والخطي لمعرفة التحولات الصغيرة في الطول الموجي وأشكال الملف الشخصي التي تحدث عند وجود مجال مغناطيسي.

هناك طريقة أخرى لتحديد مدى نجوم النجوم وهي دراسة النجوم التي هي ثنائيات. ثم المشكلة مع أنا = 90 درجة يتم تقليلها ويمكن تحسين رسم خرائط السطح النجمي. عندما يمر أحد النجوم أمام الآخر ، سيكون هناك خسوف ، وستتسبب نقاط النجوم في نصف الكرة المخسوف في حدوث تشويه في منحنى الكسوف ، مما يكشف عن موقع وحجم البقع. يمكن استخدام هذه التقنية للعثور على البقع الداكنة (الباردة) والمشرقة (الساخنة).


التواقيع الكهرومغناطيسية النجمية - علم الفلك

نحن نستخدم نموذج الانهيار النهائي للنجم الجاذبي الفعال الذي يحتوي على الفيزياء ذات الصلة المشاركة في هذه الظاهرة المعقدة: انصهار جذري كروي في مقياس شوارزشيلد للنواة المتجانسة لنجم متقدم ، وعزم مغناطيسي عملاق ثنائي القطب ، واستجابة مادة مغناطيسية هيدروديناميكية ومعادلات واقعية للحالة ( EOS). يتم حساب النبض الكهرومغناطيسي لكلٍ من النوى المتوسطة الحجم التي تخضع للارتداد الهيدروديناميكي والنوى الكبيرة الحجم التي تخضع لتشكيل الثقب الأسود. نظهر بوضوح أنه لا بد من وجود فئتين من النجوم النيوترونية ، مفصولة بأقصى كتل مسموح بها: تلك التي انهارت كنجوم منفردة (حد الكتلة الديناميكي) وتلك التي انهارت في أنظمة ثنائية تسمح بتراكم الكتلة (كتلة نجم نيوتروني ثابت). تظهر نتائجنا أن طيف النبض الكهرومغناطيسي المرتبط بتكوين الثقب الأسود هو توقيع عالمي ، مستقل عن EOS النووي. تتنبأ نتائجنا أيضًا بضرورة وجود ثقوب سوداء كتلتها أقل من حد استقرار النجم النيوتروني الساكن.


Astro-GR @ Paris 2010: موجات الجاذبية والتوقيعات الكهرومغناطيسية لثنائيات الثقوب السوداء الضخمة وإلهام نسبة الكتلة القصوى

لموجات الجاذبية والتوقيعات الكهرومغناطيسية لثنائيات الثقب الأسود الضخمة (MBHBs) وإلهام نسبة الكتلة القصوى / المتوسطة (EMRIs / IMRIs). مُنظّم من قبل باو أمارو سيوان وإد بورتر.

عندما تطير LISA ، ستوفر لنا فرصة لاكتشاف موجات الجاذبية من مصادر الانزياح الأحمر العالية (z

20). يمكن أن توفر ملاحظات MBHBs معلومات لا تقدر بثمن عن نماذج تشكيل المجرات ، في حين أن أرصاد EMRI يمكن أن توفر معلومات حول نظام المجال القوي حول ثقب أسود Kerr. نظرًا لأن LISA ستكون أداة دقيقة تحدد وقت حدوث اندماج محتمل ، فمن المهم أن تعمل مجتمعات تحليل البيانات والفيزياء الفلكية جنبًا إلى جنب. مع وضع هذا في الاعتبار ، ستكون الموضوعات الرئيسية التي تهم الاجتماع

  1. النمذجة الفيزيائية الفلكية لمصادر EM / GW
  2. نمذجة المصادر الميدانية القوية في النسبية العامة
  3. تحليل بيانات LISA
  4. الإنذار المبكر بعمليات الاندماج المحتملة إما من تحليل البيانات أو عن طريق الكشف عن الكهرومغناطيسية

لـ MBHBs و EMRIs و IMRIs.

المشاركون: 67

تال ألكسندر ، باو أمارو سوان ، فيل أرميتاج ، جيرارد أوجير ، ثيوتشاريس أبوستولاتوس ، ستاس باباك ، جون بيكر ، ليور باراك ، بن بارور ، ديباك باسكاران ، بيريت بهنك ، مات بيناكويستا ، إيمانويل بيرتي ، بيير بينيتروي ، تمارا بوجدانوفيتش ، بول كالانان ، جيروم كاري ، مونيكا كولبي ، فرانسواز كومبس ، نيل كورنيش ، روبرتو كابوزو ، ميلفين ديفيز ، برناديتا ديفيكي ، ماسيمو دوتي ، ستيف دراسكو ، غيوم فاي ، جوناثان جير ، رينهارد جينزيل ، زويفي جونج ، فيليب جيتزر ، أوليفر جينريتش ، أندرو كينج ، أنطوان كينج ، ستيفاني كوموسا ، جوليان كروليك ، رايان لانغ ، بابلو لاغونا ، تايسون ليتنبرغ ، جوزيبي لوداتو ، آن ماري ماديجان ، ميشيلا مابيلي ، كريستين مينو ، ديفيد ميريت ، كول ميلر ، بريا ناتاراجان ، أنطوان بيتيتو ، إريك بلانيول ، إدواردو بورتيرو ، ميغيل بريتو ، لوسيانو ريزولا ، كونستانز روديج ، نادين سابها ، جوستوس شنايدر ، برنارد شوتز ، ألبرتو سيسانا ، جورج سموت ، كارلوس سوبويرتا ، جوناثان ثورنبرغ ، ألكسندر لو تيك ، ميشيل فاليسنيري ، فرانشيسكا فالسيشي ، مورلي مانوهار ، مارتا فو لونتيري ، شينغنيان شو ، نيكو يونس ، محمد زمانينساب ، أوليندو زانوتي

تناولها وعمل بها جزئيا في الجلسات الفضائية. حمل هنا.

شرائح وأفلام المحادثات

باو أمارو سيوان وإد بورتر: & # 8220 ما هو كل هذا؟ كيفية حضور الاجتماع & # 8221

جورج سموت: & # 8220 رسم خريطة للكون وتاريخه & # 8221 (بلا ​​شرائح)

أوليفر جينريتش: & # 8220 بين المراجعات & # 8211 من Astro2010 إلى Cosmic Vision & # 8221 (بلا ​​شرائح)

برنارد شوتز: & # 8220 السمع مؤمن: ليزا كشاشة ثقب أسود & # 8221 (شرائح)

نادين سبها: & # 8220 نتائج مركز المجرة وتأثيرات علم LISA على النوى خارج المجرة & # 8221 (شرائح)

فرانسواز كومبس: & # 8220 استعراض أدلة الرصد لثنائيات الثقوب السوداء فائقة الكتلة & # 8221 (شرائح)

جوليان كروليك: & # 8220 الديناميكا المائية وانبعاثات الفوتون من الغاز بالقرب من اندماج الثقب الأسود & # 8221 (شرائح)

بيير بينيتروي: & # 8220 الفيزياء الأساسية مع LISA & # 8221 (شرائح)

بريا ناتاراجان: & # 8220 تكوين وتطور بذور الثقوب السوداء الضخمة & # 8221 (شرائح)

أندرو كينج: & # 8220 ثنائيات الثقب الأسود الفائق & # 8221 (شرائح)

لوسيانو ريزولا: & # 8220 التعلم من دمج الثقوب السوداء الثنائية: الأشكال الموجية ، ونظرائهم في EM ، والتأثيرات غير الخطية & # 8221 (شرائح)

تمارا بوجدانوفيتش: & # 8220EM و GW التوقيعات من المحاكاة النسبية لتجمع الثقب الأسود الهائل & # 8221 (شرائح)

مارتا فولونتيري: & # 8220 مراقبة تطور الثقب الأسود بموجات الجاذبية & # 8221 (شرائح)

رينهارد جينزل: & # 8220 ملاحظات مركز المجرة: نظرة عامة على النتائج الأخيرة & # 8221 (شرائح)

فيل ارميتاج: & # 8220 النظراء الكهرومغناطيسية من عمليات الاندماج في الأقراص الرقيقة & # 8221 (شرائح)

جوزيبي لوداتو: & # 8220 آخر مشكلة 0.1 فرسخ فلكي & # 8221 (شرائح)

ملفين ديفيز: & # 8220 الكتلة النجمية المركزية ودورها في نمو الثقب الأسود & # 8221 (شرائح)

كريستين مينو: & # 8220Coincident Electromagnetic and Gravitiation Radiation from White Dwarf Inspirals to Massive Black Holes & # 8221 (شرائح)

بابلو لاجونا: & # 8220 توقيعات متعددة الرسائل من اضطرابات المد والجزر للأقزام البيضاء بواسطة Massive Black Holes & # 8221 (شرائح)

ليور باراك: & # 8220 تحديث لحسابات القوة الذاتية لتطبيقات EMRI & # 8221 (شرائح)

ستيفاني كوموسا: & # 8220AGN ، عمليات الاندماج وارتداد BH: الإشارات الكهرومغناطيسية & # 8221 (شرائح)

ديفيد ميريت: & # 8220 إدخال الأشياء في الثقوب السوداء & # 8221 (شرائح)

مونيكا كولبي: & # 8220 تزايد أزواج الثقوب السوداء الضخمة في عمليات اندماج صغيرة لمجرات القرص & # 8221 (بلا ​​شرائح)

تل الكسندر: & # 8220 الديناميكيات النجمية لـ EMRIs & # 8221 (شرائح)

ميشيل فاليسنيري: & # 8220 اختبار GR باستخدام LISA: جوانب تحليل البيانات & # 8221 (شرائح)

ميغيل بريتو: & # 8220 النجوم والأقراص والثقوب السوداء & # 8221 (شرائح)

كول ميلر: & # 8220 العمليات الديناميكية في إنتاج EMRIs & # 8221 (شرائح)

نيل كورنيش: & # 8220 اختبار النسبية العامة باستخدام علم فلك الموجات الثقالية & # 8221 (شرائح)

جون بيكر: & # 8220 ملخص القمر الصناعي أ (ثنائيات الثقوب السوداء الهائلة) & # 8221 (شرائح)

نيكو يونس: & # 8220 ملخص القمر الصناعي B (EMRIs) & # 8221 (شرائح)

مات بيناكويستا: & # 8220 ملخص القمر الصناعي C (IMRIs) & # 8221 (شرائح)

بالإضافة إلى هذه المحادثات ، أجرينا أيضًا عددًا من محادثات السبورة التي قدمها: روبرتو كابوزو دولتشيتا (تأثير المجموعات الكروية وتطور الثقوب السوداء الهائلة في المجرة المركزية) ، ألبرتو سيسانا / ماسيمو دوتي (ثنائيات SMBH مع ليزا) ونيكو يونس وكارلوس سوبويرتا (مخطط جديد لإنشاء أشكال موجية تقريبية EMRI)


جميع رموز تصنيف Science Journal (ASJC)

  • APA
  • مؤلف
  • BIBTEX
  • هارفارد
  • اساسي
  • RIS
  • فانكوفر

مخرجات البحث: المساهمة في المجلة ›المقال› مراجعة الأقران

T1 - التوقيعات الكهرومغناطيسية لثنائيات الثقوب السوداء الضخمة

N1 - حقوق النشر: حقوق الطبع والنشر 2011 Elsevier B.V. ، جميع الحقوق محفوظة.

N2 - نقوم بنمذجة توقيعات الانبعاث الكهرومغناطيسي لثنائيات الثقب الأسود الضخمة (MBHBs) مع مكون غاز مصاحب. تشتمل الطريقة على محاكاة عددية للثنائيات النسبية والغاز مقترنة بحسابات الخصائص الفيزيائية للغاز المنبعث. نحسب منحنيات الأشعة فوق البنفسجية / الأشعة السينية وضوء Hα التي تعمل بالطاقة التراكمية وملامح خط انبعاث Hα. تم إجراء عمليات المحاكاة باستخدام نسخة معدلة من أداة شفرة SPH للشجرة المتوازية. تم حساب عمليات التسخين والتبريد والإشعاع للغاز المعدني الشمسي باستخدام كود التأين الضوئي Cloudy. نحن نتحرى عن ثنائيات فرسخ فرعية مرتبطة بالجاذبية والتي لم تدخل بعد مرحلة إشعاع الجاذبية. تشير النتائج من المجموعة الأولى من الحسابات ، التي أجريت لقرص غازي وثنائي متحد المستوى ، إلى أن الانفجارات في منحنى ضوء الأشعة السينية تظهر أثناء الممرات المحيطة بالمركز ويمكن أن تكون بمثابة بصمة لهذا النوع من الثنائيات إذا كانت الانفجارات الدورية توقيع طويل الأمد للثنائي. تقدم ملفات تعريف خط انبعاث Hα أيضًا مؤشرات قوية على الوجود الثنائي ويمكن استخدامها كمعيار لاختيار مرشحين MBHB لمزيد من المراقبة من البيانات الأرشيفية الحالية. يمكن تحديد الفترة المدارية ونسبة الكتلة للثنائي من منحنيات الضوء Hα والملفات الشخصية للمرشحين الخاضعين للمراقبة بعناية. على الرغم من أن الأنظمة ذات الفترات المدارية التي تمت دراستها هنا ليست ضمن النطاق الترددي لهوائي مقياس التداخل الليزري الفضائي (LISA) ، إلا أن اكتشافها مهم لفهم معدلات اندماج MBHBs وتطور هذه الثنائيات خلال الفرس الفلكي الأخير ونحو ما يمكن اكتشافه نافذة موجة الجاذبية.

AB - نقوم بنمذجة توقيعات الانبعاث الكهرومغناطيسي لثنائيات الثقب الأسود الضخمة (MBHBs) مع مكون غاز مصاحب. تشتمل الطريقة على محاكاة عددية للثنائيات النسبية والغاز مقترنة بحسابات الخصائص الفيزيائية للغاز المنبعث. نحسب منحنيات الأشعة فوق البنفسجية / الأشعة السينية وضوء Hα التي تعمل بالطاقة التراكمية وملامح خط انبعاث Hα. تم إجراء عمليات المحاكاة باستخدام نسخة معدلة من أداة شفرة SPH للشجرة المتوازية. تم حساب عمليات التسخين والتبريد والإشعاع للغاز المعدني الشمسي باستخدام كود التأين الضوئي Cloudy. نحن نتحرى عن ثنائيات فرسخ فلكية مرتبطة بالجاذبية والتي لم تدخل بعد مرحلة إشعاع الجاذبية. تشير النتائج من المجموعة الأولى من الحسابات ، التي أجريت لقرص غازي وثنائي متحد المستوى ، إلى أن الانفجارات في منحنى ضوء الأشعة السينية تظهر أثناء الممرات المحيطة بالمركز ويمكن أن تكون بمثابة بصمة لهذا النوع من الثنائيات إذا كانت الانفجارات الدورية توقيع طويل الأمد للثنائي. تقدم ملفات تعريف خط انبعاث Hα أيضًا مؤشرات قوية على الوجود الثنائي ويمكن استخدامها كمعيار لاختيار مرشحين MBHB لمزيد من المراقبة من البيانات الأرشيفية الحالية. يمكن تحديد الفترة المدارية ونسبة الكتلة للثنائي من منحنيات الضوء Hα والملفات الشخصية للمرشحين الخاضعين للمراقبة بعناية. على الرغم من أن الأنظمة ذات الفترات المدارية التي تمت دراستها هنا ليست ضمن النطاق الترددي لهوائي مقياس التداخل الليزري الفضائي (LISA) ، فإن اكتشافها مهم لفهم معدلات اندماج MBHBs وتطور هذه الثنائيات خلال الفرس الفلكي الأخير ونحو اكتشافه. نافذة موجة الجاذبية.


اشتعلت في الفعل: تلسكوب MeerKAT يتجسس النجم التوهج

الائتمان: مرصد علم الفلك الراديوي في جنوب إفريقيا (SARAO)

اكتشف العلماء الذين يستخدمون التلسكوب الراديوي MeerKAT توهجًا فريدًا لم يسبق له مثيل من انبعاثات الراديو من نجم ثنائي في مجرتنا.

اكتشف تلسكوب لاسلكي MeerKAT في شمال كيب بجنوب إفريقيا جسمًا سطع بسرعة بأكثر من ثلاثة أضعاف خلال فترة ثلاثة أسابيع. هذا هو أول مصدر عابر جديد تم اكتشافه مع MeerKAT ويأمل العلماء أن يكون قمة جبل جليدي من الأحداث العابرة التي سيتم اكتشافها باستخدام التلسكوب.

يطلق علماء الفلك على الحدث الفلكي "عابرًا" عندما يظهر أو يختفي ، أو يصبح خافتًا أو أكثر إشراقًا خلال ثوانٍ أو أيام أو حتى سنوات. هذه الأحداث مهمة لأنها تقدم لمحة عن كيفية حياة النجوم وتطورها وموتها. باستخدام مجموعة متنوعة من التلسكوبات حول العالم ، قرر الباحثون أن مصدر التوهج هو نظام ثنائي ، حيث يدور جسمان حول بعضهما البعض كل 22 يومًا تقريبًا.

في حين أن سبب التوهج والطبيعة الدقيقة للنجوم التي يتكون منها النظام لا يزالان غير مؤكد ، يُعتقد أنه مرتبط بإكليل نشط - الجزء الخارجي الساخن من النجم الأكثر إشراقًا.

يقع مصدر النشاط المرصود في كوكبة آرا الجنوبية ، ووجد أنه يتزامن مع نجم عملاق يبلغ ضعف كتلة الشمس. تم تحديد الفترة المدارية باستخدام الملاحظات البصرية باستخدام التلسكوب الجنوب أفريقي الكبير (SALT). لحسن الحظ ، يكون النجم ساطعًا بدرجة كافية بحيث تمت مراقبته أيضًا بواسطة التلسكوبات الضوئية على مدار الثمانية عشر عامًا الماضية ، ويُرى أنه يختلف في السطوع كل ثلاثة أسابيع ، بما يتوافق مع الفترة المدارية.

"تم اكتشاف هذا المصدر بعد أسبوعين فقط من انضمامي إلى الفريق ، كان من المدهش أن تكون أول صور MeerKAT التي عملت عليها مصدرًا مثيرًا للاهتمام فيها. وبمجرد أن اكتشفنا أن توهجات الراديو تزامنت مع نجم ، اكتشفنا أن النجم ينبعث عبر الطيف الكهرومغناطيسي بأكمله تقريبًا من الأشعة السينية إلى الأشعة فوق البنفسجية إلى موجات الراديو ". قالت لورا دريسن ، دكتوراه. طالب في جامعة مانشستر الذي قاد هذا العمل.

قال باتريك ووت ، الأستاذ ورئيس قسم علم الفلك في جامعة كيب تاون: "منذ افتتاح التلسكوب الراديوي MeerKAT الجنوب أفريقي في يوليو 2018 ، كان مشروع ThunderKAT على MeerKAT يراقب أجزاء من السماء الجنوبية لدراسة المتغير. الانبعاث الراديوي من النجوم الثنائية المضغوطة المعروفة ، مثل تراكم الثقوب السوداء.

"The excellent sensitivity and the wide field of view of the MeerKAT telescope, combined with the repeat ThunderKAT observations of various parts of the southern skies, allows us to search the skies for new celestial phenomena that exhibit variable or short-lived radio emission."

Professor Ben Stappers from The University of Manchester said: "The properties of this system don't easily fit into our current knowledge of binary or flaring stars and so may represent an entirely new source class."

The MeerKAT telescope is sweeping the sky for sources that vary on timescales from milliseconds to years, and will significantly improve human understanding of the variable radio sky. The discovery of this new transient with MeerKAT demonstrates how powerful this telescope will be in the search for further new transient events.

Rob Adam, Director of the South African Radio Astronomy Observatory (SARAO) said: "Once again we see the potential of the MeerKAT telescope in finding interesting and possibly new astrophysical phenomena, as well as the power of the multi-wavelength approach to the analysis of observations."

Dr. David Buckley from the South African Astronomical Observatory, who leads the SALT (Southern African Large Telescope) transient follow-up programme, commented: "This is a perfect example of where coordinated observations across different wavelengths were combined to give a holistic view of a newly discovered object.

"This study was one of the first to involve coordination between two of South Africa's major astronomy facilities and shows the way for future such work."


Title: The Electromagnetic Counterpart of the Binary Neutron Star Merger LIGO/Virgo GW170817. رابعا. Detection of Near-infrared Signatures of ص-process Nucleosynthesis with Gemini-South

Here, we present a near-infrared spectral sequence of the electromagnetic counterpart to the binary neutron star merger GW170817 detected by Advanced Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory (LIGO)/Virgo. Our data set comprises seven epochs of J+H spectra taken with FLAMINGOS-2 on Gemini-South between 1.5 and 10.5 days after the merger. In the initial epoch, the spectrum is dominated by a smooth blue continuum due to a high-velocity, lanthanide-poor blue kilonova component. Starting the following night, all of the subsequent spectra instead show features that are similar to those predicted in model spectra of material with a high concentration of lanthanides, including spectral peaks near 1.07 and 1.55 μm. Our fiducial model with 0.04 M ⊙ of ejecta, an ejection velocity of v = 0.1c, and a lanthanide concentration of X lan = 10 –2 provides a good match to the spectra taken in the first five days, although it over-predicts the late-time fluxes. We also explore models with multiple fitting components, in each case finding that a significant abundance of lanthanide elements is necessary to match the broad spectral peaks that we observe starting at 2.5 days after the merger. These data provide direct evidence that binary neutron star mergers are significant productionmore » sites of even the heaviest r-process elements. وقوو أقل


شاهد الفيديو: Lesson Satellite images. Spectral Signatures. Band combination. Sentinel 2. (ديسمبر 2022).