الفلك

النجوم النيوترونية وتوزيع العناصر الثقيلة

النجوم النيوترونية وتوزيع العناصر الثقيلة


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.

في الأخبار ، بالطبع ، هناك نظرية مفادها أن الكثير من كتلة أثقل العناصر في الأرض قد تأتي من اصطدام النجوم النيوترونية. يعطي هذا الرسم أحد هذه التحليلات:

تم ترخيص أصل العناصر في النظام الشمسي من قبل جينيفر جونسون بموجب ترخيص Creative Commons Attribution-ShareAlike 4.0 International License. (نسخة أكبر في http://www.astronomy.ohio-state.edu/~jaj/nucleo/)

لا أعرف مدى دقة ذلك ، لكن عنوان URL يبدو جيدًا. أيضا ، يبدو أن هذه نظرية جديدة ، و AFAIK هذا هو أول دليل حقيقي عليها.

إذا كان هذا صحيحًا ، فما الآثار المترتبة على كمية العناصر الثقيلة التي يمكن العثور عليها على الكواكب خارج نظامنا الشمسي؟ على وجه الخصوص ، أعتقد ، الثقيل جدًا: الذهب والبلاتين والثوريوم واليورانيوم ...

لقد كنا نراقب السماء بحثًا عن علامات تصادم النجوم النيوترونية منذ عدة سنوات (IIUC) ، وأعتقد أننا بدأنا في الحصول على فكرة عن وتيرة هذا الحدث. وقد رأيت تقديرات لكمية الذهب وما إلى ذلك التي أنتجها هذا الحدث بالذات. كم عدد الكواكب التي يمكن أن يزودها مثل هذا الاصطدام بكمية العناصر الثقيلة في الأرض؟
(أعتقد أننا نعرف حقًا فقط عن الذهب الموجود في القشرة الأرضية ، وإلى حد ما في الوشاح ؛ هل تتركز هذه العناصر في اللب؟ أي فكرة عن العناصر الثقيلة في الكواكب الأخرى في نظامنا الشمسي؟)

إذن: بالنظر إلى تواتر الحدث لكل مجرة ​​، والعدد المقدر للنجوم التي بها كواكب في مجرة ​​، وما إلى ذلك ، هل من المحتمل أن معظم الكواكب تعاني من نقص في العناصر الثقيلة ، مقارنة بالأرض؟

(تعليق جانبي: إذا كان الأمر كذلك ، فقد تكون الحروب النووية نادرة أو مستحيلة على تلك الكواكب).


قد أقوم بحسابات أكثر تفصيلاً ، لكن أعتقد أن هناك فكرة خاطئة أثارت سؤالك.

يمكن قياس محتوى (على سبيل المثال) الذهب ، فيما يتعلق بالعناصر الأخرى في النظام الشمسي بسهولة بالأحجار النيزكية. من المتوقع أن تحتوي الأرض على وفرة مماثلة ، ولكنها مستنفدة للغاية في الهيدروجين والهيليوم ومستنفدة إلى حد ما من العناصر الأخف مثل الكربون والصوديوم. عندئذٍ تكون وفرة سطح الذهب في الأرض أقل قليلاً ، لأنها تغرق أثناء تكوين الأرض.

نتوقع أن يتم توزيع الوفرة النسبية للعناصر الكيميائية بسلاسة تامة في المكان والزمان. يتم خلط المواد التي يتم إنتاجها في المستعرات الأعظمية وتصادمات النجوم النيوترونية بسرعة كبيرة في الوسط النجمي. وبالتالي فإن المادة التي يتكون منها النظام الشمسي ملوثة بمخلفات ما يصل إلى مليار نجم عاش ومات قبل ولادته. حتى لو حدث اندماج نجم نيوتروني بجوار السحابة الجزيئية التي شكلت الشمس ، فربما احتوت تلك السحابة على مليون كتلة شمسية من الغاز ، كان من الممكن أن يخفف ذلك من توقيع حدث كيلونوفا. نتوقع أن يكون هذا صحيحًا بالنسبة لجميع النجوم التي ولدت في مجرتنا ، باستثناء تلك التي ولدت بالقرب من البداية ، حيث قد تظهر أحداث "التلوث" الفردية.

لا يُعرف معدل هذه الأحداث في الكون المحلي إلا من خلال الملاحظة إلى حد المقدار. في الماضي ، كان أيضًا معروفًا بشكل سيئ إلى حد ما ، ولكن يمكن استنتاجه بشكل غير مباشر من معدل انفجارات أشعة جاما القصيرة (التي لا نرى منها سوى جزء صغير غير مؤكد) ، إذا افترضنا أن جميع sGRBs هي عبارة عن نجوم نيوترونية مدمجة وأن جميعها تنتج النجوم النيوترونية المندمجة sGRBs. يتم استقراء المعدل في مجرتنا من خصائص العدد الضئيل للنجوم النيوترونية المزدوجة المحددة ومعدلات الاضمحلال المداري لها ، وهي حوالي 1 كل 50000 سنة (أي حوالي 200000 على مدى عمر المجرة).

تتطلب هذه المعدلات إنتاج حوالي 0.0001 إلى 0.001 كتلة شمسية من العناصر الثقيلة جدًا في كل من هذه الانفجارات لإعادة إنتاج وفرة النظام الشمسي. في الحدث الأخير ، يبدو أن كمية العناصر الثقيلة في المقذوف تقع في هذا النطاق.


اصطدام النجوم النيوترونية كمصدر للعناصر الثقيلة

من أين تأتي العناصر الثقيلة - العناصر الكيميائية وراء الحديد - في كوننا؟ أحد المصادر الأساسية المرشحة هو اندماج نجمين نيوترونيين ، لكن الملاحظات الأخيرة ألقت بظلال من الشك على هذا النموذج. هل يمكن أن تكون اندماجات النجوم النيوترونية مسؤولة حقًا؟

عناصر من الاصطدامات؟

جدول دوري يوضح أصل كل عنصر كيميائي. تلك الناتجة عن عملية r مظللة باللون البرتقالي وتُنسب إلى المستعرات الأعظمية في هذه الصورة على الرغم من أن المستعرات الأعظمية هي أحد المصادر المقترحة لعناصر عملية r ، فإن المصدر البديل هو اندماج نجمين نيوترونيين. [Cmglee]

فهل يمكن أن تكون عمليات الاندماج هذه مسؤولة عن إنتاج غالبية عناصر العملية الثقيلة للكون؟ يجادل مؤيدو هذا النموذج بأنه مدعوم بالملاحظات. على سبيل المثال ، تتوافق الكمية الإجمالية لمواد العملية الثقيلة في مجرة ​​درب التبانة مع كميات الطرد المتوقعة من عمليات الاندماج ، بناءً على معدلات الاندماج المتوقعة للنجوم النيوترونية في المجرة ، وعلى المعدلات المرصودة لأشعة غاما اللينة. رشقات نارية (التي يعتقد أنها تصاحب اندماجات النجوم المزدوجة النيوترونية).

تحديات من الأقزام الخافتة للغاية

في الآونة الأخيرة ، على الرغم من ذلك ، فقد لوحظت عناصر عملية r في مجرات الأقمار الصناعية القزمة الخافتة للغاية. يثير هذا الاكتشاف تحديين رئيسيين لنموذج الدمج لإنتاج العناصر الثقيلة:

  1. عندما تولد النجوم النيوترونية أثناء انفجار مستعر أعظم ، تُقذف الكتلة ، مما يوفر للنجوم ركلات ناتجة غير متماثلة. أثناء الانهيار الثاني في ثنائي ثنائي النجوم النيوترونية ، ألا تتعدى الركلة سرعة الهروب المنخفضة لقزم فائق الخفة ، ويخرج الثنائي قبل أن يندمج ويثري المجرة؟
  2. الأقزام فائقة الخفة لها مجموعات نجمية قديمة جدًا - وتتطلب مراقبة عناصر عملية r في هذه النجوم حدوث اندماجات في وقت مبكر جدًا من تاريخ المجرة. هل يمكن أن تندمج أنظمة النجم المزدوج النيوتروني بسرعة كافية لتفسير التخصيب الكيميائي المرصود؟

الركلات الصغيرة والاندماجات السريعة

جزء من أنظمة النجوم المزدوجة النيوترونية التي تظل مقيدة ، مقابل حجم الركلة التي تتلقاها. سرعة الهروب النموذجية للقزم الخافت للغاية هي

15 كم / ث يتلقى ما يقرب من 55-65٪ من الثنائيات ركلات أصغر من ذلك ولن يتم إخراجها من قزم باهت للغاية. [Beniamini et al. 2016]

وجد Beniamini والمتعاونون أنه ، بالنسبة للفواصل الأولية النموذجية ، يولد أكثر من نصف ثنائيات النجوم النيوترونية بركلات صغيرة بما يكفي بحيث تظل مقيدة ولا يتم طردها - حتى من المجرات القزمة الصغيرة فائقة الخافتة.

استخدم الفريق أيضًا إحصائياتهم لحساب الوقت حتى الدمج لسكان الثنائيات ، ووجدوا ذلك

90٪ من أنظمة النجوم المزدوجة النيوترونية تندمج ضمن 300 Myr ، وحوالي 15٪ تندمج في 100 Myr - وهي سرعة كافية لإثراء حتى السكان القدامى من النجوم.

وبالتالي ، يمكن لهذه المجموعة من الأنظمة التي تظل محصورة في المجرة وتندمج بسرعة أن تشرح ملاحظات مادة العملية r في المجرات القزمة فائقة الخفة. يقترح عمل Beniamini والمتعاونين معه أن اندماج النجوم النيوترونية هو بالفعل نموذج قابل للتطبيق لإنتاج العناصر الثقيلة في كوننا.

الاقتباس

باز بنيامينى وآخرون 2016 أبج 829 L13. دوى: 10.3847 / 2041-8205 / 829/1 / L13


عندما تصطدم النجوم النيوترونية

في الصورة أعلاه في مركز الحوسبة العلمية لبحوث الطاقة الوطنية (NERSC) في مختبر لورانس بيركلي ، يدرس عالم الفيزياء الفلكية النظرية دانيال كاسين كيف تعمل الانفجارات الكونية كمسبار لعلم الكونيات والفيزياء الأساسية. وهو أستاذ مشارك للفيزياء والفيزياء الفلكية في جامعة كاليفورنيا في بيركلي ، وعالم هيئة التدريس في مختبر لورانس بيركلي الوطني. حصل على ماجستير ودكتوراه في الفيزياء من بيركلي وانضم إلى هيئة التدريس في عام 2010.

الرعد والبرق الكوني

يتشكل النجم النيوتروني عندما ينفد وقود نجم ضخم. تنفجر الطبقات الخارجية للنجم و rsquos في مستعر أعظم. ينهار قلبه في كرة كثيفة لدرجة أن البروتونات والإلكترونات تجبر معًا على تكوين نيوترونات. & ldquo تعد النجوم النيوترونية من بين الأجسام الأكثر كثافة في الكون ، كما يشرح كاسين ، & ldquo ؛ مع كتلة مثل شمسنا مضغوطة في حجم مدينة صغيرة. & rdquo

& ldquo من حين لآخر يتصادم نجمان نيوترونيان معًا ويتصادمان بعنف ، & rdquo يستمر. تولد هذه العملية موجات ثقالية وتطرد المادة التي تشع عبر الطيف الكهرومغناطيسي. يمكنك التعرف على الأصل الكوني للعناصر وفيزياء النجوم النيوترونية من خلال دراسة المواد التي يتم طردها عندما يجتمع النجمان. & rdquo

تتولد موجات الجاذبية من الاضطرابات في الزمكان الناتجة عن الاصطدامات الكونية العنيفة. غالبًا ما يتم وصفها من حيث الصوت & ndash a & lsquochirp & rsquo التي تنتج عندما يتلقى الكاشف إشارة موجة ثقالية (GW). يقارن Kasen الإشارات القادمة من GW170817 بالرعد والبرق. "الإشعاع الكهرومغناطيسي هو البرق ، و rdquo يقول. & ldquo وموجات الجاذبية هي الرعد. & rdquo

ولادة فيزياء الرسول المتعدد

& ldquo هذه هي المرة الأولى التي نشاهد فيها كلاً من موجات الجاذبية والإشعاع الكهرومغناطيسي من حدث كوني واحد ، ويضيف. & ldquo وكان هذا & rsquos الكأس المقدسة للفيزياء الفلكية. & rdquo يسمى توافر أنواع مختلفة من الإشارات و ndash messenger & ndash لدراسة نفس الحدث فيزياء المرسال المتعدد.

& ldquo للفيزياء متعددة الرسائل لها آثار علمية مهمة ، ويشير كاسن إلى ذلك. & ldquo تتمثل إحدى النتائج الرئيسية لهذا الحدث في التأكيد على أن موجات الجاذبية تنتقل بشكل أساسي بسرعة الضوء. رأى المراقبون كلاً من موجات الضوء والجاذبية تصل في وقت واحد تقريبًا ، تمامًا كما تنبأت نظرية النسبية العامة أينشتاين ورسكووس. ونتيجة لذلك ، يمكن الآن استبعاد نظريات الجاذبية الأخرى التي تقترح سرعات مختلفة

& ldquo لم يتمكن علماء الفلك فقط من تحديد موقع ومسافة هذا الاصطدام ، وتابع. & ldquo أصبح من الممكن ، لأول مرة ، إجراء دراسة مباشرة لكيفية تمدد المادة شديدة الكثافة وتمزقها ودمجها في عناصر ثقيلة في تصادم عنيف. & rdquo

كان كاسن ومعاونوه يعملون منذ ما يقرب من عقد من الزمان لتطوير نماذج نظرية توضح بالتفصيل ما يمكن أن يحدث عندما تصطدم النجوم النيوترونية وكيف سيبدو الضوء القادم من مثل هذا الحدث. أعطتهم ملاحظات التلسكوب لـ GW170817 أول فرصة لهم لمعرفة كيفية مقارنة نماذجهم بالأرصاد الفلكية. & ldquo لحسن الحظ ، على بعد 130 مليون سنة ضوئية فقط ، كان هذا الحدث قريبًا منا بشكل ملحوظ ، ويلاحظ rdquo Kasen.

قال إليوت كواتيرت ، أستاذ علم الفلك والفيزياء في بيركلي وأحد مساعدي Kasen & rsquos ، في بيان إعلامي ، & ldquo كنا نتوقع أن يجد LIGO اندماجًا لنجم نيوتروني في السنوات القادمة ولكننا نراه قريبًا جدًا و ndash لعلماء الفلك وندش ومشرق للغاية في الضوء العادي قد تجاوز كل توقعاتنا الجامحة. والأكثر إثارة للدهشة ، أنه اتضح أن معظم تنبؤاتنا بشأن الشكل الذي ستبدو عليه اندماجات النجوم النيوترونية كما تراها التلسكوبات العادية كانت صحيحة!

العناصر الثقيلة ونماذج كيلونوفا

لطالما تساءل علماء الفلك عن مكان وكيفية تكوين الكون لعناصر ثقيلة. تولد تفاعلات الاندماج في النوى فائقة السخونة للنجوم عناصر تصل إلى الحديد ، مع 26 بروتونًا في نواتها. يتطلب بناء عناصر أثقل زيادة عدد البروتونات في نوى الذرة ، لكن القوى الكهربائية تجعل من الصعب للغاية دفع البروتونات موجبة الشحنة إلى نواة موجبة الشحنة بالفعل.

"قوى التنافر تصبح أكثر شدة مع زيادة ثقل الذرات" ، يشرح كاسن. & ldquo الحيلة لتجاوز الحديد هي قصف الذرات بالنيوترونات. لا توجد شحنة للنيوترونات ، لذا يمكنها بسهولة دخول النواة. بمجرد أسرها ، فإنها تتحلل إلى بروتونات

لعقود من الزمان ، اقترح المنظرون أن اصطدام النجوم النيوترونية يمكن أن يوفر الظروف الديناميكية الغنية بالنيوترونات اللازمة لتوليد عناصر أثقل من الحديد. وكانت هناك تكهنات بأن مثل هذا الحدث من شأنه أن ينتج وهجًا إشعاعيًا في أطوال موجية يمكن ملاحظتها من الضوء ، مما يمكن علماء الفلك من تأكيد تشكل العناصر الثقيلة. لكن لم يتم رؤية مثل هذا الحدث ، ولم يتعمق أحد في التفاصيل.

في عام 2010 ، شارك Kasen و Quataert في تأليف ورقة بحثية بقيادة براين ميتزجر ، وهو طالب دراسات عليا في جامعة بيركلي ، وهو الآن أستاذ علم الفلك والفيزياء في جامعة كولومبيا. كانوا أول من قدر سطوع الحطام المتوهج من اندماج نجم نيوتروني. تنبأت حساباتهم بانفجار من شأنه أن يحترق أكثر سطوعًا بألف مرة من النجم النجمي ، مما دفعهم إلى استخدام مصطلح & lsquokilonova & rsquo لوصفه.

منذ ذلك الحين ، عمل Kasen والمتعاونون معه على تطوير نماذج كيلونوفا مفصلة بشكل متزايد ، باستخدام أجهزة الكمبيوتر العملاقة لمحاكاة ليس فقط التوهج الإشعاعي ، ولكن أيضًا فيزياء الاصطدام نفسه والمواد المنبعثة في الانفجار.

& ldquo قامت مجموعة Berkeley بالكثير من الأعمال الرائدة حول الشكل الذي سيبدو عليه الضوء القادم من كيلونوفا. & rdquo Kasen report ، & ldquo وكيف يمكننا استخدامه لاستنتاج التركيب الكيميائي وسرعة سحابة الحطام. & rdquo

تتبع النظرية عادة الملاحظة - بعد الاكتشاف ، يعمل المنظرون على شرح ما حدث ، ولماذا ، وكيف. "علم الفلك هو في الأساس علم قائم على الملاحظة" ، كما يشير كاسن. & ldquo كانت هذه إحدى الحالات النادرة التي طور فيها المنظرون تنبؤات مفصلة للغاية لهذه الظاهرة ، ثم خرج المراقبون ووجدوها.

مع عدم وجود بيانات رصد للبدء منها ، كان على Kasen وزملاؤه العودة إلى المبادئ الأولى ، وإنشاء محاكاة للكيلونوفا من خلال دمج الأساسيات المعروفة لكل شيء من الفيزياء الذرية والنووية إلى الكهرومغناطيسية والنسبية العامة والديناميكا المائية. ودفعوا أيضًا إلى مناطق جديدة ، وأخذوا يغوصون بعمق في ميكانيكا الكم اللازمة لمحاكاتهم. & ldquo بمعنى ما ، & rdquo Kasen notes ، & ldquowe كان عليه بناء ذراتنا من الألف إلى الياء ، وحساب كيفية امتصاصها للضوء وإصدارها. & rdquo

يتطلب عمق وتعقيد نماذج كيلونوفا طاقة كمبيوتر مكثفة. اعتمد كاسن ومعاونوه حتى الآن على أجهزة الكمبيوتر العملاقة في مركز الحوسبة العلمية لأبحاث الطاقة الوطنية في مختبر لورانس بيركلي الوطني. إنهم يشرعون الآن في مشروع جديد يسمى Exastar ، وهو جزء من جهد واسع تدعمه وزارة الطاقة لبناء الجيل القادم من أجهزة الكمبيوتر العملاقة.

نماذج تطابق الملاحظات

تم تأكيد التفاصيل التي تنبأ بها الفريق ونماذج rsquos kilonova من خلال ملاحظات الحدث نفسه. كان السطوع الكلي ، والسرعة التي تلاشى بها التوهج ، وحتى التغييرات في اللون بمرور الوقت ضمن النطاقات المتوقعة.

عملت جينيفر بارنز ، زميلة أينشتاين لما بعد الدكتوراه في جامعة كولومبيا ، مع كاسن عندما كانت طالبة دراسات عليا في بيركلي. & ldquo أحد الأشياء المثيرة للاهتمام التي وجدناها ، يتذكر كاسين ، & ldquowas أن بعض هذه العناصر ، ولا سيما اللانثانيدات والأكتينيدات الموجودة في أسفل الجدول الدوري ، مبهمة بشكل لا يصدق. يحجبون الضوء المرئي ويعيدون إشعاعه باللون الأحمر أو الأشعة تحت الحمراء. & rdquo

خلال الساعات الأولى بعد الاندماج ، توهج الضوء المرئي في المنطقة الزرقاء من الطيف ، مما يشير إلى تكوين عناصر ضوئية نسبيًا مثل الفضة. خلال الأيام العديدة التالية ، انتقل التوهج بشكل متزايد إلى اللون الأحمر ، مما يشير إلى تكوين عناصر أثقل مثل الذهب والبلاتين واللانثانيدات. بلغت الألوان ذروتها أخيرًا عند الأطوال الموجية للأشعة تحت الحمراء المتوقعة.

& ldquo مجموعتنا لديها خبرة خاصة في فهم الفيزياء اللازمة لتصور ما سنراه. & rdquo قال كاسن. & ldquo من خلال مقارنة البيانات بنماذجنا ، تمكنا أيضًا من تحديد الكتلة الإجمالية للعناصر المنتجة. كان يعادل ستة في المائة من كتلة الشمس ، ويتكون ثلثاها من أثقل العناصر وثلث العناصر الأخف. ضمن هذا الخليط سيكون هناك حوالي 100 كتلة أرضية من الذهب والبلاتين ، جنبًا إلى جنب مع اليورانيوم والبلوتونيوم ، وحتى بعض العناصر النادرة فائقة الثقل مثل بيركليوم وكاليفورنيوم. & rdquo

"الآن لدينا بيانات ،" كما يقول ، يستطيع ldquowe سبر الفيزياء في نظام جديد من الكثافات ودرجات الحرارة القصوى. & rsquore الآن ننظر إلى ما يمكننا استبعاده من حيث النظريات المقترحة مؤخرًا ، بما في ذلك بعض نظريات المادة المظلمة.

مجال جديد للدراسة

يقوم Kasen والمتعاونون معه بصقل نماذجهم استعدادًا لإتاحة الفرصة لتحليل المزيد من الكيلونوفا. بعد أيام قليلة من اكتشاف GW170817 ، تم إغلاق LIGO وسيعود للعمل في أوائل عام 2019 بحساسية محسنة. & ldquo يتوقعون أن يرتفع معدل اكتشافات موجات الجاذبية بمقدار عشرة أضعاف تقريبًا ، & rdquo تقرير كاسن. & ldquo لذا أظن أنهم يجدون المزيد من أحداث كيلونوفا. & rdquo

& ldquo ما هو مثير للغاية ، & rdquo يستنتج ، & ldquois أننا & rsquore نشهد إنشاء مجال جديد تمامًا للدراسة في الفيزياء الفلكية. ما بدأ كمنظرين وتصورات قد تمت ملاحظتها الآن ، ولدينا الكثير لنتعلمه. & rdquo


ألغاز المعادن الثقيلة في خضم النجوم المتفجرة

لماذا تنتج بعض الانفجارات النجمية عناصر مثل الذهب بينما لا ينتج البعض الآخر؟ من خلال تقنيات التعلم الآلي ، تأمل آشلي فيلار من جمعية Simons Society of Fellows في جمع أسرار النجوم المحتضرة.

اشلي فيلار الائتمان: سيباستيان جوميز

بالنسبة للعديد من الأشخاص ، يوفر نظام النجوم فرصة لاختيار الأبراج أو التفكير في مكانهم في الكون. بالنسبة لعالمة الفيزياء الفلكية آشلي فيلار ، فإن النظر إلى النجوم يأخذ نغمة ربما تكون أكثر قتامة من الناحية النفسية ولكنها أكثر إشراقًا جسديًا: "أنا أدرس الانفجارات ، والاصطدامات والانفجارات في النجوم - كل الطرق التي يمكن أن تموت بها النجوم" ، كما تقول.

يجد فيلار ، وهو عضو في فئة 2020 من جمعية سيمونز للزملاء ، الموت النجمي أمرًا رائعًا لأنهم يصوغون أثقل المعادن في الكون بطرق غير مفهومة جيدًا. يطور Villar أدوات التعلم الآلي لفهم سيل من البيانات الفلكية التي تم جمعها من جميع أنحاء العالم والتي نمت بشكل كبير في السنوات الأخيرة ، وذلك بفضل تقنيات جمع البيانات الجديدة. سيزداد المبلغ أكثر عندما يتم افتتاح مرصد جديد في تشيلي في غضون بضع سنوات.

فيلار الحاصل على درجة الدكتوراه. من جامعة هارفارد ، بدأ عامًا واحدًا من أبحاث ما بعد الدكتوراه في جامعة كولومبيا في يوليو من هذا العام. بعد ذلك ، ستسافر لتدريس الجيل القادم من علماء الفيزياء الفلكية في جامعة ولاية بنسلفانيا. التقيت بها قبل أن تبدأ باحثة ما بعد الدكتوراة في السؤال عن بحثها. يتبع نسخة منقحة من حديثنا.

لماذا الانفجارات النجمية مهمة؟

العناصر التي هي أثقل من الهيدروجين ، مثل الحديد أو الذهب ، تعيش في بطون النجوم. والطريقة الوحيدة التي تدخل بها هذه العناصر وتثري الكون هي عندما تنفجر النجوم. أنا أدرس النجوم المتفجرة ، والتي تُعرف باسم المستعرات الأعظمية.

ما هي الكيمياء وراء تكوين العناصر الثقيلة في المستعرات الأعظمية؟

تتشكل العناصر الثقيلة من خلال عملية كيميائية تُعرف باسم عملية الالتقاط السريع للنيوترونات ، أو "عملية r." ولكن في بعض الأحيان لا تتشكل العناصر الأثقل ، مثل البلوتونيوم ، أثناء هذه العملية ، ويبدو أن الأمور "تعلق" في تكوين العناصر ليست ثقيلة مثل الذهب. من خلال رؤية انفجار واحد ، لا يمكننا حقاً حل لغز كيفية تشكل أثقل العناصر. لهذا السبب نحتاج إلى رؤية المزيد منهم.

ما الذي ألهمك اهتمامك بعلم الفلك؟

عندما كنت في الصف الثامن ، قرأت كتاب نيل ديغراس تايسون الموت من قبل الثقب الأسودبعد رؤيته ال عرض يومي مع جون ستيوارت، ومنذ ذلك الحين ، عرفت أنني أريد دراسة الفيزياء الفلكية. عندما كنت أتخرج من المدرسة الثانوية ، أرسلت إلى تايسون رسالة معجب بها لأشكره على إلهام هذا الاهتمام. لقد اتصل بي بالفعل لأتمنى لي التوفيق.

هذه قصة رائعة. وماذا نعرف الآن ولم نكن نعرفه من قبل بفضل دراسة المستعرات الأعظمية؟

هذا مثال من عام 2017 ، وهو حديث جدًا في مجال تخصصي. قبل ذلك ، لم نكن نعرف حقًا من أين أتت أثقل العناصر في الكون - عناصر ثقيلة مثل الذهب والبلاتين. في ذلك الوقت افترض علماء الفلك أن هذه العناصر الثقيلة تتطور عندما تتصادم النجوم المعروفة باسم النجوم النيوترونية ، لكن هذا الاصطدام لم يُرَ في الوقت الفعلي من قبل. في عام 2017 رأينا النجوم النيوترونية تتصادم! كان ذلك بفضل مرصد موجات الجاذبية بالليزر أو LIGO ، الذي التقط تشوهات الجاذبية الدقيقة الناتجة عن الاصطدام.

خلال تلك التجربة ، قدم LIGO خريطة كنز لعلماء الفلك في جميع أنحاء العالم ، والتي تتضمن مكانًا في السماء لتركيز التلسكوبات ومدى بُعدهم. تستند خرائط كهذه إلى احتمالية رصد أنواع مختلفة من الاصطدامات: اصطدام ثقب أسود مع ثقب أسود ، وتصادم نجم نيوتروني مع نجم نيوتروني ، وما إلى ذلك. أعد فريق LIGO خريطتنا من خلال مقارنة إشارات موجات الجاذبية الحية بمحاكاة ما كان من المحتمل أن تحدث أثناء الاصطدامات المختلفة. اقترحوا أن نوجه تلسكوباتنا إلى مناطق تبعد حوالي 130 مليون سنة ضوئية - وهي في الواقع قريبة جدًا ، على نطاق كوني - لأنه كان من المحتمل جدًا أن نرى نجمين نيوترونيين يتصادمان. تصطف إشارة موجة الجاذبية بشكل مثالي مع النماذج النظرية ، وهي نتيجة مفاجئة للغاية أثبتت أننا شهدنا في الواقع تصادمًا بين النجوم النيوترونية.

كيف يعتمد علماء الفلك على ملاحظة LIGO الرائعة؟

سنراقب آثار هذا الاصطدام لعقد آخر على الأقل ، حيث يرسل أنواعًا مختلفة من الموجات إلى المجرة. جاءت موجات الأشعة تحت الحمراء أولاً ، تلتها بعد فترة وجيزة موجات الراديو التي كانت مرئية لشهور إلى سنوات.

دراسة آثار هذا الاصطدام ما هي إلا جزء من القصة. نريد أيضًا أن نعرف: لماذا تحدث الاصطدامات في بعض الأوقات دون غيرها؟ لماذا تحدث هذه الاصطدامات في بعض أنواع المجرات أكثر من غيرها؟ سنجيب دائمًا على أسئلة من هذا القبيل.

ينتج عن تصادم النجوم النيوترونية اندفاعات من الضوء وموجات الجاذبية ، والتي تحمل أدلة حول تكوين العناصر الثقيلة. هذه الصورة الثابتة من هذا الفيديو. بإذن من ناسا جودارد

كيف تدرس البيانات التي تأتي من الإجابة على مثل هذه الأسئلة؟

يمتلك علماء الفلك الكثير من البيانات الضخمة لإدارتها - الكثير منها! ولكن الأمر لا يتعلق فقط بالبيانات الضخمة ، فإن ما نسميه "البيانات الواسعة" يمثل تحديًا آخر: البيانات التي تأتي من جميع أنحاء العالم ، بجميع التنسيقات المختلفة ، والتي يجب بعد ذلك تنظيمها بحيث يمكن استخدامها. هذا ما كنت أعمل عليه.

نكتشف 10000 سوبر نوفا كل عام ، ولكن لا توجد ساعات بشرية كافية لدراستها جميعًا. لذلك أنا مهتم بتطوير أدوات التعلم الآلي والنماذج الإحصائية التي يمكن أن تساعدنا في دراسة المزيد من المستعرات الأعظمية مما يمكننا دراسته الآن. هذا مهم ، لأنه في غضون بضع سنوات فقط ، سنكون قادرين على اكتشاف ما يصل إلى مليوني مستعر أعظم سنويًا عند افتتاح مرصد جديد من الطراز العالمي في تشيلي. يُعرف هذا باسم مرصد فيرا روبين ، وهو تعاون بين الولايات المتحدة وتشيلي. كان من المقرر افتتاحه في عام 2022 ، ولكن قد يكون ذلك في عام 2023 الآن بسبب جائحة COVID-19. عندما نتمكن من اكتشاف العديد من المستعرات الأعظمية ، سنحتاج إلى خوارزميات تساعدنا في تحديد ما يستحق الاستكشاف بعمق وكذلك الأدوات الإحصائية للاستفادة من البيانات من الانفجارات التي لا نفحصها بعمق.

كيف تعرف أي المستعرات الأعظمية تستحق الاستكشاف بعمق وأيها لا تستحق الاستكشاف؟

هذا سؤال فلسفي للغاية. بالنسبة لي ، الشيء الأكثر إثارة للاهتمام هو شيء لم نشهده حقًا من قبل. إذن مقابل كل مليون مستعر أعظم قد نراه ، ما هو الشيء الذي حدث حرفيًا واحدًا فقط من مليون مرة؟ ليس من الجنون الاعتقاد بأنه لا يزال هناك بعض الفيزياء الفلكية أو حتى الفيزياء الأساسية التي لم نكتشفها بعد. يمكن أن تساعدنا الانحرافات الشديدة في تعلم أشياء جديدة. يتطلب هذا معرفة ما حدث مسبقًا وتحديد النوع الجديد من الأحداث في الوقت الفعلي.

كيف تغير عمل علماء الفلك خلال فترة دراستك في المدرسة العليا؟

عندما بدأت الدراسة في الدراسات العليا ، كنت حرفيًا أستقل طائرة ، وأسافر إلى تشيلي لمدة 24 ساعة ، وأبقى مستيقظًا طوال الليل وأراقب. اليوم لدينا عملية آلية أكثر. يقوم التلسكوب دائمًا بالمسح عبر سماء الليل ، وهناك رمز تلقائي يبحث في البيانات بحثًا عن شيء جديد. بمجرد أن تحدد هذه الشفرة شيئًا ما على أنه قد يكون جديدًا ، فإن أدوات التعلم الآلي التي أنشأناها تطبق عامل تصفية آخر لمعرفة ما هو حقا الجديد. ثم تلقيت رسالة بريد إلكتروني تقول ، "مرحبًا ، هذا شيء قد يكون ممتعًا." ثم نكتشف ما يحدث.

ماذا تعني لك هذه الحقبة الجديدة من البيانات الضخمة؟

أعتقد أن هذا العصر الجديد من البيانات الضخمة مثل الإبر في كومة قش. يمكن أن يساعد التعلم الآلي في العثور على الإبر - هذا الحدث الذي يحدث مرة واحدة في المليون والذي سيكون من الصعب ملاحظته باستخدام التلسكوب فقط - ويساعد أيضًا في فهم "كومة القش". هناك عدد لا يحصى من الأحداث الكونية النموذجية التي تحتاج إلى تسمية وتصنف ، من حيث أنواع المستعرات الأعظمية. في الوقت الحالي ، يمكننا تصنيف آلاف هذه الأحداث في وقت قريب ستكون بالملايين ، وذلك بفضل مرصد روبين. هذه بيانات كافية للإجابة على أسئلة جديدة حول المستعرات الأعظمية: ما أنواع النجوم التي تأتي منها؟ ماذا فعلوا في السنوات القليلة التي سبقت موتهم؟ هل عاش أحد النجوم مع "صديق" أو جسم فلكي آخر كان في مداره؟ كان من الصعب الإجابة على هذه الأسئلة. الآن سيكون أسهل.


H IGHLIGHTS من SLD P HYSICS P ROGRAM AT THE SLAC L INEAR C OLLIDER

بي سي روسون ودونغ سو ستيفان ويلوك
المجلد. 51 ، 2001

الملخص

▪ الملخص ابتداءً من عام 1989 ، واستمرارًا حتى التسعينيات ، شهدت فيزياء الطاقة العالية ازدهارًا في قياسات الدقة بشكل عام واختبارات النموذج القياسي بشكل خاص ، بقيادة تجارب المصادم الإلكتروني e + e التي تعمل عند الرنين Z0. . اقرأ أكثر

الشكل 1: تخطيط SLC.

الشكل 2: (أ) أحجام بقعة الحزمة الأفقية (σx) والعمودية (y) ، وكذلك منطقة المقطع العرضي (σx · ·y) للحزمة كدالة للوقت. تظهر أيضًا قيمة التصميم الأصلية للمنطقة.

الشكل 3: منظر جانبي لربع واحد من كاشف SLD.

الشكل 4: تخطيط VXD3 وهيكل الدعم الميكانيكي يظهر (أ) عرض المقطع العرضي (ب) عرض المقطع الطولي.

الشكل 5: توزيعات المسافة المفقودة ثنائية المسار لأحداث Z0 → μ + μ−: (أ) r-φ miss-Distance (b) r-z miss-مسافة.

الشكل 6: رسم تخطيطي مفاهيمي لمقياس الاستقطاب SLD Compton.

الشكل 7: عدم تناسق تشتت كومبتون كدالة لموضع القناة. يعطي المحور الأفقي المسافة بالملليمتر من مركز قنوات الكاشف (بعرض 1 سم لكل منهما) إلى مسار الوصلة.

الشكل 8: المتغيرات المستخدمة في تخصيص رأس المسار ZVTOP.

الشكل 9: توزيعات (أ) Mcorr الكتلة المصححة pt و (ب) متغير الفصل العصبي c - b المتغير Scb الذي يقارن البيانات و Monte Carlo.

الشكل 10: مخططات فاينمان توضح التصحيحات الإشعاعية التي تؤثر على ناشر Z0 ، بما في ذلك المساهمات من الفرميونات ، والبوزونات المقيسة ، وبوزون هيغز.

الشكل 11: مخططات فاينمان توضح التصحيحات الإشعاعية التي تؤثر على اقتران Z0 مع فيرميونات الحالة النهائية.

الشكل 12: توزيعات lepton cos θ لـ e + e− و μ + μ− و + من مجموعة بيانات 1997-1998.

الشكل 13: (أ) كفاءة وضع العلامات والنقاء مقابل قطع Scb. (ب) Rb أخطاء إحصائية ومنهجية مقابل قطع Scb.

الشكل 14: ملخص لقياسات Rb و Rc من LEP و SLD. يعكس النطاق المظلل للتنبؤ بنموذج Rb القياسي عدم اليقين في كتلة كوارك القمة.

الشكل 15: توزيعات شحن Vertex لنصفي الكرة الأرضية الموسومة ب ، (أ) بمسارات مجهزة بالكامل و (ب) بما في ذلك مقاطع مسار VXD. تشتمل فئة "B0" الموضحة في قطعة الأرض على جميع الحضر المحايد.

الشكل 16: توزيعات cos θ لتوجيه الحدث لـ (أ) الحزم اليسرى و (ب) اليمنى في تحليل AB لشحنة الرأس ، للبيانات (النقاط) ومحاكاة مونت كارلو (الرسوم البيانية).

الشكل 17: مقارنة بين قياسات Ab و Ac بواسطة SLD وقيم Ab و Ac المشتقة من قياسات AbFB و AcFB غير المباشرة في LEP.

الشكل 18: توزيعات s-quark cos θ للبيانات (النقاط) في (أ) أحداث K + K− مع e & lt 0 ، (ب) أحداث K + K− مع e & gt 0 ، و (ج) K ± K0S الأحداث مع e & lt 0 ، (د) K ± K0S أحداث مع e & gt 0. الرسوم البيانية.

الشكل 19: جزء من تحلل ب-هادرون الموسوم بعلامة "مختلط" كدالة للوقت المناسب لقرارين مختلفين لطول الاضمحلال ، L = 200 ميكرومتر و 60 ميكرومتر. المعلمات الأخرى ذات الصلة هي Δms = 20 ps − 1 ، fs =.

الشكل 20: توزيع احتمالية b-quark للحالة الأولية المحسوبة للبيانات (النقاط) ومونتي كارلو (المدرج التكراري) ، للأحداث المحددة في تحليل الشحنة ثنائي القطب.

الشكل 21: رسم تخطيطي يوضح هيكل الاضمحلال المتتالي لـ B0s → D − s X.

الشكل 22: توزيع شحنة ثنائي القطب للبيانات (النقاط) ومونتي كارلو (الرسم البياني الصلب). تظهر أيضًا مساهمات ب هادرونات تحتوي على كوارك (مدرج تكراري متقطع) أو بو كوارك.

الشكل 23: السعة المقاسة كدالة Δms لمسارات Ds + ، و lepton + D ، وتحليلات الشحنة ثنائية القطب مجتمعة.

الشكل 24: عدم اليقين في السعة كدالة Δms لـ CDF و LEP و SLD والمتوسط ​​العالمي. يتوافق الخط الأفقي المتقطع مع الشرط 1.645σA = 1 المستخدم لتحديد حساسية 95٪ CL.

الشكل 25: القيود على المعلمات ، ومن قياسات ɛK و | Vub / Vcb | و Δmd و ms. الشكل المستخرج من Ciuchini et al. (74).

الشكل 26: نتيجة تحليل الاقتران التالية Takeuchi et al. يتم تحديد نقطة النموذج القياسية عند (0 ، 0) بواسطة mt = 174 GeV ، mH = 300 GeV ، αs = 0.119 ، و α = 1 / 128.905. الشريط الأفقي الرفيع.

الشكل 27: أيسر وأيمن ومقارنات تجمع بين القياسات من SLD و LEP. يتم عرض تنبؤات النموذج القياسي (SM) أيضًا بأسهم صغيرة تشير إلى تأثير عدم اليقين.

الشكل 28: (أ) التأثيرات الإشعاعية من الدرجة الأولى على sin2 θeffw كدالة لكتلة بوزون هيغز. (ب) التغيير في منحنى χ2 لملاءمة كتلة Higgs باستخدام نتيجة SLD sin2 θeffw.

الشكل 29: نتائج SLD و LEP sin2 θeffw. تستند النتائج الثلاثة الأولى إلى عدم تناسق ليبتون بما في ذلك نتيجة SLD ، والنتائج الثلاثة الأخيرة على تباينات b-quark و c-quark و haderronic-event.

الشكل 30: التغيير في χ2 كدالة لكتلة هيغز لقياسات مختلفة بشكل منفصل. تشير كلمة "أخرى" هنا إلى جميع القياسات الكهروضعيفة الأخرى المتضمنة في التوافق العالمي.

الشكل 31: التوافق الكهربي العالمي الضعيف في المستويين S و T. تتوافق الأشكال البيضاوية مع معالم 68٪ و 90٪ CL للملاءمة العامة. يتم عرض أربعة من المساهمين في الملاءمة على شكل نطاقات ± ​​1σ.


يتيح التعاون بين العلوم وعلم الفلك التحقيق في أصل العناصر الثقيلة

نجح فريق بحثي من الخبراء في الفيزياء الذرية وعلوم الاندماج النووي وعلم الفلك في حساب ملايين البيانات الذرية عالية الدقة لأيونات النيوديميوم في التعاون الدولي بين اليابان وليتوانيا. يسرع هذا البحث من دراسات لغز قديم العهد فيما يتعلق بأصل المعادن الثمينة مثل الذهب والبلاتين في كوننا.

لم يتم تحديد مكان وكيفية تكوين العناصر الأثقل من الحديد في الكون. جذب الانتباه كأحد أصول العناصر الثقيلة هو اندماج نجمين نيوترونيين. In August 2017, gravitational waves caused by the merger of two neutron stars 130 million years ago were detected. At the same time, emission of the light called kilonova was also observed. The light of a kilonova comes from the material released by the merger of the neutron stars, and it is believed that the material contains abundant heavy elements, including precious metals such as gold and platinum, and rare earth metals such as neodymium.

Elements have the property of absorbing light. The wavelength of the light absorbed by the element and the degree of its absorption are unique to each element and they are called atomic data. By using this atomic data, we can estimate the species and the abundance of heavy elements produced in the merger of neutron stars by analyzing the brightness and the wavelength distributions of the light of a kilonova. However, the available atomic data of heavy elements are extremely limited in widely used world standard databases of the National Institute of Standards and Technology (NIST). Therefore, collaborative research in the fields of atomic physics, astronomy and fusion science is conducted to provide highly accurate atomic data for the light of a kilonova. In nuclear fusion research, atomic data is necessary to analyze the amount and transport of impurities such as iron ions in high temperature plasmas. Daiji Kato, an Associate Professor at the National Institute for Fusion Science (NIFS) in Japan, is collaborating with Gediminas Gaigalas, Professor at Vilnius University in Lithuania, and colleagues in his group to advance research for constructing highly accurate atomic data by computation. Methods of computation that have been used for nuclear fusion research can be applied for atomic data to analyze the light of a kilonova.

The research team focused on singly-, doubly-, and triply-ionized neodymium ions which have the largest influence on the light of kilonovae. Neodymium ions can form more arrangements of constituent electrons than those of lighter elements such as iron, and provide a tremendous number of wavelengths for light absorption.

High precision computation of multiple-electron atoms is challenging due to difficulties in accounting for subtle correlations among electrons. In quantum mechanics, the correlation effects are represented by coherent superposition of different arrangements of constituent electrons. A virtually infinite number of arrangements are possible. The research team tested different sets of arrangements as to provide high accuracy data in realistic computation times, and succeeded in finding the optimal set of arrangements for each neodymium ion. Computed energies of constituent electrons agree with NIST's world standard data within approximately 10% error in average, which is a much higher accuracy than has ever been achieved by the research team, and provide millions of wavelengths and probabilities for light absorption. An astronomer in the team, Masaomi Tanaka, Associate Professor at Tohoku University simulated the light of kilonovae using both the data with the highest precision and the data with a poor accuracy. The influence of the difference in precision on the brightness of the light is evaluated quantitatively for the first time to be approximately 20% at most. This value is sufficiently small to increase confidence in analysis of the light of kilonovae. Thus, the results of this research will accelerate research to elucidate the origins of precious metals such as gold and platinum in our universe by using the atomic data of highest precision.

These research results were published as Gaigalas et al. "Extended Calculations of Energy Level and Transition Rates of Nd II-IV Ions for Application to Neutron Star Mergers" in the مجلة الفيزياء الفلكية Supplement Series in February 2019.

تنصل: AAAS و EurekAlert! ليست مسؤولة عن دقة النشرات الإخبارية المرسلة على EurekAlert! من خلال المؤسسات المساهمة أو لاستخدام أي معلومات من خلال نظام EurekAlert.


The Origin Of Heavy Elements

A research team of experts in atomic physics, nuclear fusion science, and astronomy succeeded in computing millions of highly accurate atomic data of neodymium ions in the Japan-Lithuania international collaboration.

This research accelerates studies of a long-standing mystery regarding the origin of precious metals such as gold and platinum in our universe.

It is not yet identified where and how elements heavier than iron in the universe have been made. Drawing attention as one of the origins of the heavy elements is a merger of two neutron stars. In August 2017, gravitational waves caused by the merger of two neutron stars 130 million years ago were detected. At the same time, emission of the light called kilonova was also observed. The light of a kilonova comes from the material released by the merger of the neutron stars, and it is believed that the material contains abundant heavy elements, including precious metals such as gold and platinum, and rare earth metals such as neodymium.

Elements have the property of absorbing light. The wavelength of the light absorbed by the element and the degree of its absorption are unique to each element and they are called atomic data. By using this atomic data, we can estimate the species and the abundance of heavy elements produced in the merger of neutron stars by analyzing the brightness and the wavelength distributions of the light of a kilonova. However, the available atomic data of heavy elements are extremely limited in widely used world standard databases of the National Institute of Standards and Technology (NIST). Therefore, collaborative research in the fields of atomic physics, astronomy and fusion science is conducted to provide highly accurate atomic data for the light of a kilonova. In nuclear fusion research, atomic data is necessary to analyze the amount and transport of impurities such as iron ions in high temperature plasmas. Daiji Kato, an Associate Professor at the National Institute for Fusion Science (NIFS) in Japan, is collaborating with Gediminas Gaigalas, Professor at Vilnius University in Lithuania, and colleagues in his group to advance research for constructing highly accurate atomic data by computation. Methods of computation that have been used for nuclear fusion research can be applied for atomic data to analyze the light of a kilonova.

The research team focused on singly-, doubly-, and triply-ionized neodymium ions which have the largest influence on the light of kilonovae. Neodymium ions can form more arrangements of constituent electrons than those of lighter elements such as iron, and provide a tremendous number of wavelengths for light absorption.

High precision computation of multiple-electron atoms is challenging due to difficulties in accounting for subtle correlations among electrons. In quantum mechanics, the correlation effects are represented by coherent superposition of different arrangements of constituent electrons. A virtually infinite number of arrangements are possible. The research team tested different sets of arrangements as to provide high accuracy data in realistic computation times, and succeeded in finding the optimal set of arrangements for each neodymium ion. Computed energies of constituent electrons agree with NIST's world standard data within approximately 10% error in average, which is a much higher accuracy than has ever been achieved by the research team, and provide millions of wavelengths and probabilities for light absorption. An astronomer in the team, Masaomi Tanaka, Associate Professor at Tohoku University simulated the light of kilonovae using both the data with the highest precision and the data with a poor accuracy. The influence of the difference in precision on the brightness of the light is evaluated quantitatively for the first time to be approximately 20% at most. This value is sufficiently small to increase confidence in analysis of the light of kilonovae. Thus, the results of this research will accelerate research to elucidate the origins of precious metals such as gold and platinum in our universe by using the atomic data of highest precision.

These research results were published as Gaigalas et al. "Extended Calculations of Energy Level and Transition Rates of Nd II-IV Ions for Application to Neutron Star Mergers" in the Astrophysical Journal Supplement Series in February 2019.


The first detection of heavy elements forged in a neutron star collision

Whilst scientists have long known that many of the natural elements such as helium, carbon and aluminium are forged in stars, there has remained a puzzle as to how some heavier elements are created. The creation of these elements requires hotter environments than even the cores of stars can provide. There is also a need for an abundance of free neutrons to feed a process called rapid neutron capture.

Now, a freshly forged heavy element — strontium — as been detected in the aftermath of a neutron star collision — a type of kilonova — for the first time. The observation was made by astronomers using the ESO’s X-shooter spectrograph on the Very Large Telescope (VLT). The detection provides the first evidence of the theory that heavier elements are formed in neutron star collisions.

The findings are published in the journal طبيعة.

Since the first detection of gravitational waves in 2017 the ESO has had its telescopes based in Chile trained on one source of such gravitational radiation — the neutron star merger GW170817 in the galaxy NGC 4993. The hope of ESO astronomers was that the kilonova explosion would reveal the presence of freshly created heavy elements.

These telescopes monitored GW170817 over a range of wavelengths in the electromagnetic spectrum, with the VLT covering a series of spectra from ultraviolet to near-infrared. It was in the analysis of these spectra that the team of European scientists discovered the suggestion of the presence of heavy elements. Despite this, they were unable to pinpoint individual elements. That was, until now.

“By reanalysing the 2017 data from the merger, we have now identified the signature of one heavy element in this fireball, strontium, proving that the collision of neutron stars creates this element in the Universe,” says the study’s lead author Darach Watson from the University of Copenhagen in Denmark.

Strontium is found naturally on Earth, mostly in the soil and concentrated in certain minerals. The brilliant red colour is some fireworks are a result of the burning of strontium salts.

Since research into nucleosynthesis began, scientists have discovered most of the major nuclear forges responsible for the creation of the elements, except for one, rapid neutron capture or the r-process.

“This is the final stage of a decades-long chase to pin down the origin of the elements,” explains Watson. “We know now that the processes that created the elements happened mostly in ordinary stars, in supernova explosions, or in the outer layers of old stars.

“But, until now, we did not know the location of the final, undiscovered process, known as rapid neutron capture, that created the heavier elements in the periodic table.”

The r-process is the reaction in which an atomic nucleus captures neutrons rapidly enough to facilitate the creation of the heavier elements of the periodic table. It requires an extreme environment with immensely high temperatures where atoms can be bombarded by vast numbers of neutrons.

“This is the first time that we can directly associate newly created material formed via neutron capture with a neutron star merger, confirming that neutron stars are made of neutrons and tying the long-debated rapid neutron capture process to such mergers,” adds Camilla Juul Hansen from the Max Planck Institute for Astronomy in Heidelberg, who played a major role in the study.

Though this is the first detection of heavy elements in the aftermath of a neutron star collision, scientists are only now gaining a better understanding of such kilonova events.

“We actually came up with the idea that we might be seeing strontium quite quickly after the event,” says University of Copenhagen researcher Jonatan Selsing, who was a key author on the paper. “However, showing that this was demonstrably the case turned out to be very difficult.

“This difficulty was due to our highly incomplete knowledge of the spectral appearance of the heavier elements in the periodic table.”

Even though LIGO’s observation of the GW170817 merger was the fifth detection of gravitational waves, the event located in the galaxy NGC 4993 was the first to visibly confirmed by telescopes on Earth.

As the combined efforts of LIGO, VIRGO and the VLT and other telescopes continues, our understanding of the characteristics of neutron stars and the results of their mergers only promises to improve.


Astronomers confirm heavy elements are born from neutron star collisions

Heavier elements like iron, calcium, and nickel are made after atoms fuse in massive stellar explosions known as supernovae. Other relatively light elements, like aluminum, are made inside giant stars and blown out into space by stellar winds. But until now astronomers weren’t sure how much heavier elements such as gold, silver, or strontium formed.

This is where a groundbreaking new study comes in — the findings suggest that strontium, and likely other heavy-weight elements, is produced in the aftermath of a merger of two neutron stars.

A team of European researchers, using data from the X-shooter instrument on ESO’s Very Large Telescope, has found signatures of strontium formed in a neutron-star merger. This artist’s impression shows two tiny but very dense neutron stars at the point at which they merge and explode as a kilonova. In the foreground, we see a representation of freshly created strontium.

In 2017, astronomers detected a cosmic cataclysmic event: The merger of two neutron stars from 130 million years ago. The force of the collision was so strong that it literally shook the fabric of space-time, generating gravitational waves that eventually reached Earth, where they were detected. The two neutron stars either merged into a huge single neutron star or collapsed into a black hole.

A neutron star is the collapsed core of a large star — they’re the smallest and, at the same time, densest stars we know of. Most models suggest that they are made almost exclusively of neutrons — hence the name.

The existence of gravitational waves, which were first predicted by Einstein’s Theory of General Relativity about a hundred years ago, was confirmed only in 2016. The event was recorded by the Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO), whose founders were awarded this year’s Nobel Prize in Physics.

Gravity waves are essentially ripples in the fabric of spacetime which are generated by interactions between very massive accelerating cosmic objects, such as neutron stars or black holes. Physicists liken gravity waves to the waves generated when a stone is thrown into a pond.

But, it’s not just gravitational waves that emerged out of the neutron star merger. The merger, known as GW170817, also generated a kilonova — a massive explosion that is much brighter than a regular nova but less so than a supernova. This was the first time that this type of nova was ever witnessed.

Scientists had suspected for some time that heavier elements may be forged during neutron star collisions. In a new study published in Nature, astronomers used ESO’s X-shooter spectrograph on the Very Large Telescope (VLT) to look for signatures of such elements in the kilonova.

Astronomers recorded a series of spectra from the ultraviolet to the near-infrared, which, when analyzed, revealed the presence of strontium.

Strontium is naturally found in the soil and some minerals. It’s what gives fireworks their dazzling red color.

To make strontium, other atoms need to be bombarded very rapidly with a huge number of neutrons under high pressure and temperature. The process, known as rapid neutron capture, needs to happen fast enough for an atomic nucleus to capture some of the neutrons before they decay in order to produce very heavy elements.

“By reanalysing the 2017 data from the merger, we have now identified the signature of one heavy element in this fireball, strontium, proving that the collision of neutron stars creates this element in the Universe,” says the study’s lead author Darach Watson from the University of Copenhagen in Denmark.

“This is the final stage of a decades-long chase to pin down the origin of the elements,” says Watson. “We know now that the processes that created the elements happened mostly in ordinary stars, in supernova explosions, or in the outer layers of old stars. But, until now, we did not know the location of the final, undiscovered process, known as rapid neutron capture, that created the heavier elements in the periodic table.”

This montage of spectra taken using the X-shooter instrument on ESO’s Very Large Telescope shows the changing behavior of the kilonova in the galaxy NGC 4993 over a period of 12 days after the explosion was detected on 17 August 2017. Each spectrum covers a range of wavelengths from the near-ultraviolet to the near-infrared and reveals how the object became dramatically redder as it faded. الائتمان: ESO.

This kind of research is still in its infancy. There is still much to learn about how neutron stars merge and their subsequent kilonovae. In the future, by analyzing more such events, astronomers hope to identify other heavy elements.

“This is the first time that we can directly associate newly created material formed via neutron capture with a neutron star merger, confirming that neutron stars are made of neutrons and tying the long-debated rapid neutron capture process to such mergers,” says Camilla Juul Hansen from the Max Planck Institute for Astronomy in Heidelberg, who played a major role in the study.

“We actually came up with the idea that we might be seeing strontium quite quickly after the event. However, showing that this was demonstrably the case turned out to be very difficult. This difficulty was due to our highly incomplete knowledge of the spectral appearance of the heavier elements in the periodic table,” says University of Copenhagen researcher Jonatan Selsing, who was a key author on the paper.


Colliding neutron stars seeded solar nebula with heavy elements

Heavy elements present at the dawn of the Solar System were produced by a nearby merger of two neutron stars, which unleashed a powerful gamma-ray burst, according to astronomers at the Hebrew University of Jerusalem.

Writing in the journal Nature Physics, Dr Kenta Hotokezaka, Professor Tsvi Piran and Professor Michael Paul show how a significant quantity of plutonium-244 found its way into the early Solar System following the neutron star merger. None of this plutonium-244 remains in the Solar System today, some four-and-a-half billion years later, but its presence can be inferred. With a half-life of only 80 million years, the plutonium-244 quickly decayed into more stable, daughter isotopes of elements such as xeon, which can be found today in meteorites.

Tiny amounts of plutonium are constantly reaching Earth from interstellar space and, over the millennia, have sunk down to the sea-floor. Comparing the abundance of plutonium-244 and its daughter isotopes in the sea floor with the amount needed to produce the xeon found in meteorites, the Jerusalem-based scientists realised that the influx of plutonium-244 at the birth of the Solar System was far greater than the average background abundance found in interstellar space. Instead, it seems that something injected plutonium-244 – and other heavy elements – into the solar nebula that spawned the Sun and planets. That something, say the three astronomers, was the explosion caused by two neutron stars merging to produce a black hole.

“The plutonium-244 implies that a neutron star merger took place not much more than 100 million years before the formation of the Solar System,” Piran tells Astronomy Now.

Neutron stars are the leftover dense cores of massive stars that burn themselves out after a million or so years and explode as supernovae. There is already strong evidence that a supernova exploded nearby just before, or during, the early stages of the formation of the Sun and planets. Coupled with the evidence that colliding neutron stars were also present nearby, it suggests that our Sun formed in a region of dense star formation that had already produced at least one generation of massive stars that were starting to explode just as the Sun was about to be born. Intriguingly, it could have been shockwaves from these supernovae that cajoled dust and gas to begin collapsing into the Sun in the first place.

Neutron star mergers are rare, requiring systems with two massive stars – which themselves are relatively rare compared to lower mass stars – that have both exploded as supernovae. The two neutron stars spiral towards one another over millions of years until they touch and coalesce and, in one of nature’s most energetic explosions, unleash a short but powerful beam of gamma rays, lasting just fractions of a second. Had Earth already existed when the neutron stars merged, the gamma rays would have irradiated the planet and extinguished all life.

As it is, this cataclysmic event may have helped our civilisation. The violent explosions that result from neutron star mergers produce large quantities of the heaviest elements through the ‘r-process’, which sees neutrons captured in large numbers by atoms to create heavier and heavier elements including plutonium and various precious metals. This was witnessed in 2013 by astronomers led by Edo Berger of the Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics in Massachusetts who, after observing the afterglow of the short gamma-ray burst GRB 130603B, estimated that it had produced ten times the mass of the Moon in terms of gold alone.

“Gold, platinum, uranium, thorium – these are definitely important for our civilisation,” says Piran.

As for the black hole created by the merger? It would have wandered off long ago, as the Sun and the other stars among which it formed dispersed into the Milky Way Galaxy.


شاهد الفيديو: ماذا يوجد داخل الثقب الاسود (قد 2022).