2020-08-08 09:48:41
Μετάφραση επιμέλεια: Μιχάλης Αγαθός LIGO
Βαρυτικά κύµατα (BK) από συστήµατα διπλών µαύρων τρυπών και διπλών αστέρων νετρονίων ευθύνονται για τις νέες ανακαλύψεις των ανιχνευτών βαρυτικών κυµάτων. Ωστόσο, τα συγχωνευόµενα διπλά συστήµατα δεν είναι οι µόνες πηγές παραγωγής β α ρυ τι κώ ν κυµά τω ν: µε τ α ξύ ά λ λω ν π ο λ λ ά υποσχόµενων πηγών συµπεριλαµβάνονται και οι περιστρεφόµενοι αστέρες νετρονίων. Είναι γνωστό πως τα σώµατα αυτά εκτελούν γρήγορη περιστροφική κίνηση η οποία σταδιακά επιβραδύνεται, εν µέρει λόγω της εκποµπής ΒΚ. Το λεγόµενο "spin-down" είναι εξαιρετικά αργό, ώστε η συχνότητα περιστροφής να µπορεί να θεωρηθεί σχεδόν σταθερή. Εποµένως, αναφερόµαστε στα ΒΚ αυτά ως “συνεχή κύµατα”: τα ΒΚ εκπέµπονται συνεχώς, και σε σχεδόν σταθερή συχνότητα. Αυστηρά ανώτατα όρια έχουν ήδη τεθεί στο πλάτος ΒΚ από ταχέως περιστρεφόµενους αστέρες νετρονίων σε προηγούµενες περιόδους παρατήρησης. Μια καλλιτεχνική αναπαράσταση ενός αστέρα νετρονίων δίνεται στην εικόνα 1.
Οι πάλσαρ είναι περιστρεφόµενοι αστέρες νετρονίων και αποτελούν εξαιρετικά ακριβή ρολόγια: παρατηρούµε τους παλµούς ραδιοκυµάτων και ακτίνων Χ που εκπέµπουν να φτάνουν σε µας µε εκπληκτική τακτικότητα. Μετρώντας τους χρόνους άφιξης των παλµών αυτών, µπορούµε να παρακολουθήσουµε την ακριβή περιστροφική κίνηση των πάλσαρ. Όµως αυτό που διαφεύγει της κατανόησής µας είναι οι φυσικοί µηχανισµοί που ευθύνονται για µεταβολές στη συχνότητά τους και στην επιβράδυνσή τους, οι οποίες προκαλούν µικρές µεταβολές στους τακτικούς χρόνους άφιξης των παλµών. Τα βαρυτικά κύµατα µπορούν να µας βοηθήσουν να ερµηνεύσουµε τις αλλαγές αυτές. Για να παράξει ΒΚ ένας πάλσαρ µέσω της περιστροφής του, χρειάζεται να είναι ασύµµετρος ως προς τον άξονα περιστροφής του.
Η ασυµµετρία αυτή θα µπορούσε να είναι απλά ένα “βουναλάκι” που να προεξέχει στην επιφάνειά του. Υπάρχουν πολλά πιθανά αίτια για τέτοιες παραµορφώσεις: θα µπορούσαν να είναι “παγωµένες” µέσα στο φλοιό ή τον πυρήνα του αστέρα µετά τη δηµιουργία του σε έναν υπερκαινοφανή (supernova), θα µπορούσαν να σχηµατιστούν από υλικό που πέφτει πάνω στον αστέρα, ή να παραχθούν και να συντηρηθούν µέσω των πανίσχυρων µαγνητικών πεδίων του αστέρα. Τα βαρυτικά κύµατα που εκπέµπονται θα έχουν συχνότητα ίση ή διπλάσια της συχνότητας περιστροφής του αστέρα, ανάλογα µε το µηχανισµό παραγωγής τους. Η πρώτη περίπτωση συµβαίνει όταν ο αστέρας νετρονίων ταλαντώνεται κατά την περιστροφή του, ή όταν έχει έναν υπεραγώγιµο πυρήνα, η κίνηση του οποίου δεν είναι απόλυτα “κλειδωµένη” σε εκείνη του φλοιού, προκαλώντας τις αντίστοιχες κατανοµές εσωτερικής πυκνότητας να µην ευθυγραµµίζονται. Η δεύτερη περίπτωση προκαλείται από ασύµµετρες παραµορφώσεις. Οι µέθοδοί µας για την ανεύρεση των ΒΚ αυτών δε στοχεύουν σε ένα συγκεκριµένο µηχανισµό παραγωγής. Αντίθετα, προσπαθούν να ανιχνεύσουν οποιουδήποτε είδους συνεχές σήµα και στη συνέχεια να το καταλογίσουν σε συγκεκριµένη διεργασία. Έχοντας παρατηρήσεις αστρονόµων σε
ραδιοκύµατα, ακτίνες Χ, και ακτίνες γ, για πολλούς πάλσαρ γνωρίζουµε τη θέση τους στον ουρανό, τη συχνότητα και την επιβράδυνση της περιστροφής, καθώς και το ρυθµό µεταβολής της επιβράδυνσης αυτής, στοιχεία τα οποία βοηθούν σηµαντικά στην αναζήτηση τέτοιων σήµατων ΒΚ. Για αυτούς τους πάλσαρ, ένας σηµαντικός στόχος µας είναι να ξεπεράσουµε τα "όριο spindown”, δηλαδή να µπορέσουµε να µετρήσουµε ένα πλάτος βαρυτικού κύµατος µικρότερο από αυτό που προβλέπεται αν υποθέσουµε ότι ολόκληρη η επιβράδυνση περιστροφής του αστέρα οφείλεται στην παραγωγή ΒΚ. Μόλις µια µέθοδος ανεύρεσης φτάσει αυτό το επίπεδο ευαισθησίας, αποκτούµε πρόσβαση σε εύλογους µηχανισµούς εκποµπής και έχουµε πλέον τη δυνατότητα να ανιχνεύσουµε ΒΚ. Η παρούσα µελέτη χρησιµοποιεί δεδοµένα από την πρώτη, δεύτερη και τρίτη περίοδο παρατήρησης µε τους ανιχνευτές Advanced LIGO και Virgo, ώστε να θέσει όρια στην εκποµπή ΒΚ από πέντε γνωστούς πάλσαρ, υποθέτοντας ότι τα παραγόµενα ΒΚ έχουν συχνότητα ίση ή διπλάσια της συχνότητας περιστροφής του κάθε αστέρα. Παρόλο που δεν ανιχνεύσαµε κανένα τέτοιο σήµα, οι ανιχνευτές µας έχουν αρκετά καλή ευαισθησία ώστε να σπρώξουν για πρώτη φορά τη µέτρηση χαµηλότερα από το όριο spin-down, για δύο από τους πάλσαρ. Αξίζει να σηµειωθεί ότι πρόκειται για “millisecond πάλσαρ”, που περιστρέφονται δηλαδή µε µεγάλη ταχύτητα. Και καθώς η εκποµπή ΒΚ είναι πιο αποδοτική σε υψηλότερες συχνότητες, οι ταχέως περιστρεφόµενοι αυτοί αστέρες νετρονίων δε χρειάζονται µεγάλες παραµορφώσεις για να παράξουν ανιχνεύσιµα ΒΚ. Και όντως, βρήκαµε ότι ο ισηµερινός του πάλσαρ J0711-6830, σε απόσταση περίπου 358 ετών φωτός, είναι ένας σχεδόν τέλειος κύκλος µε τις πιθανές παραµορφώσεις να µην ξεπερνούν το πάχος µιας ανθρώπινης τρίχας!
Τα ανώτατα αυτά όρια δίνονται σε µεγαλύτερη λεπτοµέρεια στις εικόνες 2 και 3. Για πιο αργούς πάλσαρ, όπως ο Crab και ο Vela, απαιτούνται πιο σηµαντικές παραµορφώσεις για να παράξουν ένα ανιχνεύσιµο σήµα. Μικρές παραµορφώσεις είναι πιο πιθανό να σχηµατιστούν και να επιβιώσουν απέναντι στην εξαιρετικά ισχυρή βαρύτητα ενός αστέρα νετρονίων, σε σχέση µε µεγαλύτερες παραµορφώσεις, εποµένως η υπέρβαση του ορίου spin-down αποτελεί µια σηµαντική στιγµή για την αστροφυσική βαρυτικών κυµάτων.
Πηγή: https://www.ligo.org/science/Publication-O3aMSPs/translations/science-summary-greek.pdf?fbclid=IwAR1heUuK681GGomu_iYxfKLn8KwTMLTgbo7SXa2z3uAy_KqFvShRnRtfcKw
Μάθετε περισσότερα ● Επισκεφθείτε την ιστοσελίδα µας: www.ligo.org, www.virgo-gw.eu ● Διαβάστε το πλήρες επιστηµονικό άρθρο εδώ. ● Ένα ωραίο περιληπτικό άρθρο πάνω στους πάλσαρ, του Michael Kramer. ● Η σελίδα "Imagine the Universe!" της NASA για τους πάλσαρ. ● Σύνδεσµος για την κεντρική σελίδα περίληψης εδώ.
tinanantsou.blogspot.gr
Βαρυτικά κύµατα (BK) από συστήµατα διπλών µαύρων τρυπών και διπλών αστέρων νετρονίων ευθύνονται για τις νέες ανακαλύψεις των ανιχνευτών βαρυτικών κυµάτων. Ωστόσο, τα συγχωνευόµενα διπλά συστήµατα δεν είναι οι µόνες πηγές παραγωγής β α ρυ τι κώ ν κυµά τω ν: µε τ α ξύ ά λ λω ν π ο λ λ ά υποσχόµενων πηγών συµπεριλαµβάνονται και οι περιστρεφόµενοι αστέρες νετρονίων. Είναι γνωστό πως τα σώµατα αυτά εκτελούν γρήγορη περιστροφική κίνηση η οποία σταδιακά επιβραδύνεται, εν µέρει λόγω της εκποµπής ΒΚ. Το λεγόµενο "spin-down" είναι εξαιρετικά αργό, ώστε η συχνότητα περιστροφής να µπορεί να θεωρηθεί σχεδόν σταθερή. Εποµένως, αναφερόµαστε στα ΒΚ αυτά ως “συνεχή κύµατα”: τα ΒΚ εκπέµπονται συνεχώς, και σε σχεδόν σταθερή συχνότητα. Αυστηρά ανώτατα όρια έχουν ήδη τεθεί στο πλάτος ΒΚ από ταχέως περιστρεφόµενους αστέρες νετρονίων σε προηγούµενες περιόδους παρατήρησης. Μια καλλιτεχνική αναπαράσταση ενός αστέρα νετρονίων δίνεται στην εικόνα 1.
Οι πάλσαρ είναι περιστρεφόµενοι αστέρες νετρονίων και αποτελούν εξαιρετικά ακριβή ρολόγια: παρατηρούµε τους παλµούς ραδιοκυµάτων και ακτίνων Χ που εκπέµπουν να φτάνουν σε µας µε εκπληκτική τακτικότητα. Μετρώντας τους χρόνους άφιξης των παλµών αυτών, µπορούµε να παρακολουθήσουµε την ακριβή περιστροφική κίνηση των πάλσαρ. Όµως αυτό που διαφεύγει της κατανόησής µας είναι οι φυσικοί µηχανισµοί που ευθύνονται για µεταβολές στη συχνότητά τους και στην επιβράδυνσή τους, οι οποίες προκαλούν µικρές µεταβολές στους τακτικούς χρόνους άφιξης των παλµών. Τα βαρυτικά κύµατα µπορούν να µας βοηθήσουν να ερµηνεύσουµε τις αλλαγές αυτές. Για να παράξει ΒΚ ένας πάλσαρ µέσω της περιστροφής του, χρειάζεται να είναι ασύµµετρος ως προς τον άξονα περιστροφής του.
Η ασυµµετρία αυτή θα µπορούσε να είναι απλά ένα “βουναλάκι” που να προεξέχει στην επιφάνειά του. Υπάρχουν πολλά πιθανά αίτια για τέτοιες παραµορφώσεις: θα µπορούσαν να είναι “παγωµένες” µέσα στο φλοιό ή τον πυρήνα του αστέρα µετά τη δηµιουργία του σε έναν υπερκαινοφανή (supernova), θα µπορούσαν να σχηµατιστούν από υλικό που πέφτει πάνω στον αστέρα, ή να παραχθούν και να συντηρηθούν µέσω των πανίσχυρων µαγνητικών πεδίων του αστέρα. Τα βαρυτικά κύµατα που εκπέµπονται θα έχουν συχνότητα ίση ή διπλάσια της συχνότητας περιστροφής του αστέρα, ανάλογα µε το µηχανισµό παραγωγής τους. Η πρώτη περίπτωση συµβαίνει όταν ο αστέρας νετρονίων ταλαντώνεται κατά την περιστροφή του, ή όταν έχει έναν υπεραγώγιµο πυρήνα, η κίνηση του οποίου δεν είναι απόλυτα “κλειδωµένη” σε εκείνη του φλοιού, προκαλώντας τις αντίστοιχες κατανοµές εσωτερικής πυκνότητας να µην ευθυγραµµίζονται. Η δεύτερη περίπτωση προκαλείται από ασύµµετρες παραµορφώσεις. Οι µέθοδοί µας για την ανεύρεση των ΒΚ αυτών δε στοχεύουν σε ένα συγκεκριµένο µηχανισµό παραγωγής. Αντίθετα, προσπαθούν να ανιχνεύσουν οποιουδήποτε είδους συνεχές σήµα και στη συνέχεια να το καταλογίσουν σε συγκεκριµένη διεργασία. Έχοντας παρατηρήσεις αστρονόµων σε
ραδιοκύµατα, ακτίνες Χ, και ακτίνες γ, για πολλούς πάλσαρ γνωρίζουµε τη θέση τους στον ουρανό, τη συχνότητα και την επιβράδυνση της περιστροφής, καθώς και το ρυθµό µεταβολής της επιβράδυνσης αυτής, στοιχεία τα οποία βοηθούν σηµαντικά στην αναζήτηση τέτοιων σήµατων ΒΚ. Για αυτούς τους πάλσαρ, ένας σηµαντικός στόχος µας είναι να ξεπεράσουµε τα "όριο spindown”, δηλαδή να µπορέσουµε να µετρήσουµε ένα πλάτος βαρυτικού κύµατος µικρότερο από αυτό που προβλέπεται αν υποθέσουµε ότι ολόκληρη η επιβράδυνση περιστροφής του αστέρα οφείλεται στην παραγωγή ΒΚ. Μόλις µια µέθοδος ανεύρεσης φτάσει αυτό το επίπεδο ευαισθησίας, αποκτούµε πρόσβαση σε εύλογους µηχανισµούς εκποµπής και έχουµε πλέον τη δυνατότητα να ανιχνεύσουµε ΒΚ. Η παρούσα µελέτη χρησιµοποιεί δεδοµένα από την πρώτη, δεύτερη και τρίτη περίοδο παρατήρησης µε τους ανιχνευτές Advanced LIGO και Virgo, ώστε να θέσει όρια στην εκποµπή ΒΚ από πέντε γνωστούς πάλσαρ, υποθέτοντας ότι τα παραγόµενα ΒΚ έχουν συχνότητα ίση ή διπλάσια της συχνότητας περιστροφής του κάθε αστέρα. Παρόλο που δεν ανιχνεύσαµε κανένα τέτοιο σήµα, οι ανιχνευτές µας έχουν αρκετά καλή ευαισθησία ώστε να σπρώξουν για πρώτη φορά τη µέτρηση χαµηλότερα από το όριο spin-down, για δύο από τους πάλσαρ. Αξίζει να σηµειωθεί ότι πρόκειται για “millisecond πάλσαρ”, που περιστρέφονται δηλαδή µε µεγάλη ταχύτητα. Και καθώς η εκποµπή ΒΚ είναι πιο αποδοτική σε υψηλότερες συχνότητες, οι ταχέως περιστρεφόµενοι αυτοί αστέρες νετρονίων δε χρειάζονται µεγάλες παραµορφώσεις για να παράξουν ανιχνεύσιµα ΒΚ. Και όντως, βρήκαµε ότι ο ισηµερινός του πάλσαρ J0711-6830, σε απόσταση περίπου 358 ετών φωτός, είναι ένας σχεδόν τέλειος κύκλος µε τις πιθανές παραµορφώσεις να µην ξεπερνούν το πάχος µιας ανθρώπινης τρίχας!
Τα ανώτατα αυτά όρια δίνονται σε µεγαλύτερη λεπτοµέρεια στις εικόνες 2 και 3. Για πιο αργούς πάλσαρ, όπως ο Crab και ο Vela, απαιτούνται πιο σηµαντικές παραµορφώσεις για να παράξουν ένα ανιχνεύσιµο σήµα. Μικρές παραµορφώσεις είναι πιο πιθανό να σχηµατιστούν και να επιβιώσουν απέναντι στην εξαιρετικά ισχυρή βαρύτητα ενός αστέρα νετρονίων, σε σχέση µε µεγαλύτερες παραµορφώσεις, εποµένως η υπέρβαση του ορίου spin-down αποτελεί µια σηµαντική στιγµή για την αστροφυσική βαρυτικών κυµάτων.
Πηγή: https://www.ligo.org/science/Publication-O3aMSPs/translations/science-summary-greek.pdf?fbclid=IwAR1heUuK681GGomu_iYxfKLn8KwTMLTgbo7SXa2z3uAy_KqFvShRnRtfcKw
Μάθετε περισσότερα ● Επισκεφθείτε την ιστοσελίδα µας: www.ligo.org, www.virgo-gw.eu ● Διαβάστε το πλήρες επιστηµονικό άρθρο εδώ. ● Ένα ωραίο περιληπτικό άρθρο πάνω στους πάλσαρ, του Michael Kramer. ● Η σελίδα "Imagine the Universe!" της NASA για τους πάλσαρ. ● Σύνδεσµος για την κεντρική σελίδα περίληψης εδώ.
tinanantsou.blogspot.gr
ΦΩΤΟΓΡΑΦΙΕΣ
ΜΟΙΡΑΣΤΕΙΤΕ
ΔΕΙΤΕ ΑΚΟΜΑ
ΣΧΟΛΙΑΣΤΕ
