Neutron Star Mergers: A Cosmic Forge

Dwa gwiazdy wielkości miasta, wirujące razem

Dwukrotnie gęsta gwiazda neutronowa zawiera masę równą tej Słońca zamkniętą w sferze o średnicy zaledwie około dwudziestu kilometrów. Jest to wystarczająco duża gęstość, aby łyżeczka takiego materiału ważyła mniej więcej tyle samo co górka na Ziemi. Kiedy dwie gwiazdy neutronowe krążą wokół siebie w bliskim układzie podwójnym, nie są one stabilne na zawsze z powodu sił grawitacyjnych: ogólna teoria względności przewiduje, że para stale emituje energię w postaci fal grawitacyjnych – fal w rozszerzeniu czasoprzestrzeni, oraz że stopniowe zmniejszanie się energii powolnie kurczy orbitę. Przez miliony lub miliardy lat proces inspiracji przyspiesza, a w ostatnich sekundach przed zderzeniem gwiazdy wirują wokół siebie setki razy na sekundę.

Chwiat dźwięku, którego słyszą detektory fal grawitacyjnych

Wraz ze skracającym się orbitą i przyspieszaniem, częstotliwość i amplituda emitowanych fal grawitacyjnych rosną razem, produkując charakterystyczny, narastający ton, zwany 'chwiatem' przez detektory takie jak LIGO i Virgo. 17 sierpnia 2017 roku ten chwiat został zarejestrowany po raz pierwszy z kolizji gwiazd neutronowych, wydarzenia skatalogowanego jako GW170817, a co najważniejsze, zostało ono również zaobserwowane w całym spektrum elektromagnetycznym w ciągu kilku sekund dzięki niezależnemu wykryciu wybuchu gamma, a następnie tygodniom obserwacji przy użyciu teleskopów optycznych, podczerwonych, radiowych i rentgenowskich – po raz pierwszy pojedyncze zdarzenie kosmiczne zostało potwierdzone jednocześnie za pomocą fal grawitacyjnych i światła.

gravitational-wave chirp (schematic), final seconds of inspiral:

  frequency:  rises as the orbit shrinks and speeds up
  amplitude:  rises as the stars accelerate toward merger

  ...low, quiet  ->  rising, louder  ->  peak at merger  ->  ringdown

matched against GW170817:
  ~100 seconds of signal in LIGO's sensitive band before merger

Kilonowa: Miejsce powstawania ciężkich pierwiastków

W momencie kolizji siły pływowe rozszarpiwają fragment materiału neutronowo-bogatego z łączących się gwiazd i wyrzucają go na zewnątrz, z prędkością znaczącą w stosunku do prędkości światła. Ta wyrzucona materia jest tak niezwykle bogata w wolne neurony, że ulega szybkiemu pochłanianiu neutronów, czyli procesowi r-procesu – jądra atomowe absorbują neurony znacznie szybciej niż mogą się rozpadem bêta oddać, tworząc ekstremalnie ciężkie, neutronowo-bogate izotopy, które następnie przechodzą do stabilnego stanu, uwalniając wybuch światła znany jako kilonowa. Obecnie ten proces jest rozumiany jako dominujący źródło złota, platyny i innych pierwiastków cięższych od żelaza we wszechświecie, pierwiastków, których nie można wytworzyć w zwykłym procesie fuzji jądrowej, ponieważ fuzja przestaje być korzystna energetycznie, gdy jądro osiągnie żelazo.

Pozostałość po zderzeniu

Natychmiastowe skutki zderzenia zależą wrażliwie od łącznej masy dwóch gwiazd neutronowych. Jeśli masa pozostałości pozostaje poniżej maksymalnego dopuszczalnego rozmiaru gwiazdy neutronowej, może krótko lub nawet na stałe istnieć jako pojedyncza, bardziej masywna gwiazda neutronowa; częściej jednak, dla typowych obserwowanych mas, pozostałość przekracza tę granicę i natychmiastowo lub w ciągu milisekund zapada się w czarną dziurę, często otoczona gorącym dyskiem pozostałych szczątków, który może napędzać relatywistyczny promień oraz towarzyszący mu krótki impuls gamma, odpowiadający temu, co zaobserwowano obok GW170817.

Często zadawane pytania

Wypróbuj na żywo

Wszystko powyżej działa bezpośrednio w Twojej przeglądarce — otwórz Neutron Star Merger & Kilonova i zmieniaj parametry podczas działania. Nic nie jest instalowane ani przesyłane na serwer, cały model działa w jednej karcie.