Астрономија

Гравитација во aвезда?

Гравитација во aвезда?


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.

Неодамна, одговорив на ова прашање и ми треба разјаснување во врска со гравитацијата кога е во радиус на aвезда. Мислев дека, кога нешто е внатре во aвезда (игнорирајќи го влечењето), тоа ќе доживее помала гравитација затоа што, како што оди подлабоко внатре, се повеќе и повеќе маса е надвор (во нагорна насока) оддалеченото растојание пред да стигне до центарот. Дали е ова вистина и дали има формула на која и требаат одредени параметри за да се пресмета?


Ако размислите за радијално симетрична дистрибуција на масата, гравитацијата ја доживува на растојание $ R $ од центарот е предизвикана од масата во сферата со радиус $ R $, со тоа и масата $ $ M (R) = int_0 ^ R varrho (r) 4 pi r ^ 2 dr $ $ Во радијално-симетричен случај може да се покаже дека придонесот на сите маси надвор $ R $ откажете се едни со други.

Така, искусното гравитационо забрзување во радиус $ R $ е $ $ g (R) = frac {G} {R ^ 2} int_0 ^ R varrho (r) 4 pi r ^ 2 dr $ $

Интересен дел овде е да се знае варијацијата на радијалната густина $ varrho (r) $ внатре во вашето тело, со тоа Сонцето во овој случај. Ова зависи од равенката на состојбата на материјата - што пак е една од најмалку добро познатите равенки. Извод што бара сложено моделирање на Сонцето. Постојат најмалку два убави одговори што даваат варијација на радијалната густина. Има врска во првиот одговор на податоците за стандардниот соларен модел за радиус, густина, затворена маса итн.

EDIT за да додадете начин за адресирање на профилот на густина:

Може да се обиде да добие рачка за густината со претпоставка на политропски модел за вездата, така што врската помеѓу притисокот $ p $ и густина $ varrho $ чита како $ $ p = K varrho ^ frac {n + 1} {n} $ $

Со константа $ k $ и индексот на политроп $ n $. Ова е резултат на решенијата на равенката Лејн-Емден $ $ frac {1} { xi ^ 2} frac { mathrm {d}} { mathrm {d} xi} лево ( xi ^ 2 frac { mathrm {d} theta} { mathrm {d} xi} десно) + theta ^ n = 0 $ $која е бездимензионална форма на Поасоновата равенка за радијално-симетрична само-гравитирачка политропска течност, со што густината следи функција на формата $ varrho = varrho_c theta ^ n $ со централна густина $ varrho_c $. Оваа равенка може да се реши точно за индексот на политроп 0 (изобарски политроп), 1 (изотермален политроп) и 5 ​​(ограничена употреба бидејќи резултира со бесконечен stвезден радиус) и може да се реши аналитички преку конвергентни серии и исто така може да се реши нумерички за широк спектар на случаи.

Сепак, се верува дека aвезда од главната низа постои $ n = 3 $ за зоната на зрачење. Целосно конвективните starsвезди следат повеќе адијабатски градиент со n = 5/3 да биде сооднос на топлинскиот капацитет при постојан притисок и топлинскиот капацитет на постојан волумен за идеален моно-атомски гас. Сепак, ќе мора да ги интегрирате еукациите нумерички за овие случаи.

(Рајнхард Мајнел одржува одлични предавања за релативистичка астрофизика - и сè уште ги користам моите белешки од тогаш како референца - но за жал не сум запознаен со каква било објавена форма на белешки на оваа конкретна тема ... можеби ова)


Да Колку што е можно такво нешто (можеби во стилот на романот „Мот во Божјото око“), и претпоставувајќи aвезда која има сферично симетрична масовна дистрибуција:

Гравитацијата внатре во aвезда делува како да сите работи во лушпата на материјата се оддалечени од центарот на starвездата отколку што воопшто не сте биле таму. Чувствувате привлечност само од материјалот „под вас“ (внатрешната сфера на маса поблиску до центарот на starвездата отколку вашиот брод). Овој резултат е типично докажан преку гаусовите површини.

Да се ​​наслика ментална слика: на идеализирана Земја чувствувате точно нула гравитација од атмосферата насекаде на планетата, а целата гравитациона сила доаѓа од земјата под вашите нозе.

Значи, формулата е истата формула на гравитацијата на Newутн и треба да ја знаете само функцијата на густината на масата на theвездата (што според нужноста на сферичната симетрија мора да зависи само од растојанието до центарот на starвездата). Вие ја интегрирате таа функција на густина од 0 до растојанието на вашиот брод од центарот на starвездата, за да знаете што $ M_1 $ да се вклучи во равенката за гравитација на утн.

Забележете дека сферичната симетрија е од витално значење за овој резултат. Ако густината на масата на starвездата не е сферично симетрична, аргументот на Гаусовата површина не важи и ќе мора да ја интегрирате гравитационата равенка за целата starвезда (под и над вас) за да дознаете.

(Исто така, се разбира, претпоставуваме дека theвездата не е толку густа и блиска што Општата релативност почнува да станува важна)


Само за забава ќе ги нацртам податоците цитирани во одговорот на @ planetmaker и ќе ја искористам равенката таму за да ја нацртам гравитацијата.

Theirе ја примениме теоремата на shellутновата школка на нивната равенка:

$$ g (R) = frac {G} {R ^ 2} int_0 ^ R varrho (r) 4 pi r ^ 2 dr = frac {Gm (R)} {R ^ 2} $ $

каде $ m (R) $ е масата затворена со сфера на радиус $ R $.

Заговарав со користење на оваа скрипта.

Се печати31,1 стандардна гравитација на Земјата на површинаташто е близу до 28 земјината гравитација на Википедија. Јас не користев интерполација или нумеричка интеграција, па дури и правилото на Симпсон, па грешка од 10% не е изненадувачка.

внесете numpy како np увоз matplotlib.pyplot како plt G = 6.67430E-11 # m ^ 3 / kg / s ^ 2 податоци = [[плови (x) за x во редот. split () [: 2]] за линија во table.splitlines ()] m, r = np.array (податоци) .T r_solar, m_solar = 696342000., 1.9885E + 30 # метри, килограми r_real, m_real = r * r_solar, m * m_solar g = G * m_real [ 1:] / r_real [1:] ** 2 печатење (g [-1] / 9,815, 'стандардни земјини тежини на површината') plt.figure () plt.subplot (2, 1, 1) plt.plot (r , м) plt.xlabel ('r / r_solar') plt.ylabel ('затворена маса / m_solar') plt.subplot (2, 1, 2) plt.plot (r_real [1:] / 1000., g) plt .xlabel ('R (km)') plt.ylabel ('g (R) (m / s ^ 2)') plt.show ()

користејќи го залепениот текст на табелата од тука какотабела.


За атом на маса $ m $ на сонце да биде во постојан радиус $ R $, центрифугалната сила како резултат на која било нерадијална компонента на топлинска брзина $ v $ мора да биде еднаква на гравитационата сила, т.е.

$ $ m frac {v ^ 2} {R} = frac {Gm} {R ^ 2} int_0 ^ R varrho (r) 4 pi r ^ 2 dr $ $

Претпоставувајќи изотермален гас ($ v = конст. $), ова бара очигледно распределување на радијална густина $$ varrho (r) propto frac {1} {r ^ 2} $ $

Ова претпоставува гасна топка без судир (непречени орбити на атомите) и затоа не може да биде особено реален модел за везда, но интересно е што ова доведува до иста распределба на радијалната густина $ 1 / r ^ 2 $како состојба на хидростатичка рамнотежа на притисок за изотермална идеална гасна сфера

$ $ frac {1} { varrho (R)} frac {dP (R)} {dR} = frac {kT} { varrho (R)} frac {d varrho (R)} {dR } = frac {Gm} {R ^ 2} int_0 ^ R varrho (r) 4 pi r ^ 2 dr $ $

Гравитационата сила во овој случај е $ пропо 1 / Р $.

Секоја зависност од температурата од $ R $ очигледно би го променил резултатот.


Гравитација во aвезда? - Астрономија

Ако гравитацијата може да се дефинира како искривување на вселената, а не како сила на привлекување, зошто куршум не испука од пиштол, да речеме нормално на Земјината кора, и топката да биде фрлена од мене на истата траекторија (но очигледно на многу побавна брзина) ја следиме истата кривина? Ако гравитацијата е всушност закривен простор и ако објектите што паѓаат едноставно ги следат природните кривини на вселената, зошто секој предмет има своја крива?

Ова е одлично прашање што оди во срцето зошто Ајнштајн рече дека гравитацијата е искривување на простор-време, наместо само закривеноста на просторот.

Размислете за дијаграмот подолу, кој ја покажува ситуацијата што ја опишувате во вашето прашање. Топката и куршумот започнуваат по истата патека во вселената (т.е. и двајцата почнуваат да се движат хоризонтално подалеку од главата на лицето). Како и да е, како што знаеме, нивните патишта брзо се разминуваат - куршумот ќе патува многу подалеку пред да удри во земјата отколку топката.

Можеби ова не изгледаше чудно на почетокот, но под преиспитувањето на гравитацијата од Ајнштајн, тоа е голем проблем! Идејата на Ајнштајн (дискутирана понатаму на нашата страница за релативност) беше дека не постои такво нешто како „сила“ на гравитацијата што ги влече работите кон Земјата, а закривените патеки што се чини дека ги паѓаат предмети што паѓаат се илузија предизвикана од нашата неможност да ја согледуваме основната искривување на просторот во кој живееме. Самите предмети само се движат во прави линии.

Меѓутоа, ако ова е точно, тогаш топката и куршумот што започнуваат на истата патека треба логично да продолжат по истата патека. На крајот на краиштата, ако замислите да одите на закривена површина како што е Земјата, ако започнете да одите по права линија кон исток и вашиот пријател започнува од истата локација трчање по права линија кон исток, и двајцата ќе го следите истиот пат! Не е важно колку брзо одите и двајцата (на крајот) ќе стигнат на истата локација. Па, зошто топката и куршумот не навиваат и на истата локација?

Единствениот начин да се надмине овој проблем во теоријата на Ајнштајн е да се каже дека не е само „просторот“ кој е закривен, туку е „простор-време“. За да го разберете ова, корисно е да ја погледнете илустрацијата подолу. Оваа илустрација ја покажува истата топка и куршум како и погоре, само што сега тие се исцртани на дијаграм на просторот и времето заедно („простор-време“).

Хоризонталната оска е иста како и пред да претставува растојание во левата и десната насока. Вертикалната оска, сепак, повеќе не претставува растојание во насока нагоре и надолу, како што беше претходно, наместо тоа, вертикалната оска претставува време, или, конкретно, колку време поминало од ослободувањето на топката и куршумот. Со оглед на тоа што првиот дијаграм беше слика на нешто што можете да замислите да го гледате со вашите очи (и затоа вклучив личност на сликата), вториот дијаграм е нешто што можете да го замислите само во вашата глава. Она што дијаграмот ни го кажува, сепак е дека куршумот се движел низ повеќе простор отколку што има топката, што има смисла бидејќи куршумот се движи со поголема брзина.

Горенаведените дијаграми покажуваат дека иако топката и куршумот започнуваат по иста насока во вселената, тие всушност започнуваат заедно различни насоки во простор-време. Значи, ако се согласиме дека просторот-времето, а не просторот, е соодветна арена во која треба да се разгледа прашањето, тогаш можеме да разбереме зошто топката и куршумот не завртуваат на исто место на крајот од нивното патување. Исто како што не е изненадувачки што ако започнете да одите на исток, а вашиот пријател започне да оди северо-источно, ќе завршите на различни места, исто така не е изненадувачки што топката и куршумот завршуваат на различни места, откако започнаа во различни насоки!

Понатаму, да разгледаме што ќе се случи ако два објекти започнат по должината на исто пат во простор-време. Треба да бидете во можност да се убедите дека единствениот начин на кој тоа може да се случи е ако двата предмети тргнат во иста насока и со иста брзина. На пример, може да испукаме два различни куршума од ист пиштол, со секој куршум направен од различен материјал. Или, можеби ќе испукаме куршум и топовско топче од истата точка во вселената, при што секој почнува со иста брзина. Излегува дека во овие случаи, доколку нема други сили како што е отпорот на воздухот, дејствуваат на предметите што се истрелуваат, тие ќе ги следат истите патеки и ќе ја погодат земјата во точно исто време и точно на исто место. Ова е целосно во согласност со теоријата на Ајнштајн - патот што го поминува објектот низ просторот-времето не зависи од масата на објектот или од материјалот што е направен од него зависи само од почетната насока во која објектот започнува .

Во одредена смисла, според тоа, она што ни го кажува теоријата на Ајнштајн е дека ние навистина треба да го сметаме просторот-времето, наместо просторот, како основно „поле за играње“ врз кое се случуваат настаните во универзумот. Длабока е реализацијата да се разбере овој факт - сите објекти околу нас всушност постојат во царството на „простор-време“ што е многу покомплексно од едноставното царство на просторот во кое ги перцепираме.

Оваа страница последен пат беше прегледана на 1 февруари 2019 година.

За авторот

Дејв Ротштајн

Дејв е поранешен дипломиран студент и постдокторски истражувач во Корнел кој користел набationsудувања на инфрацрвени и рендгенски зраци и теоретски компјутерски модели за да проучува таложење на црни дупки во нашата Галаксија. Тој исто така направи најголем дел од развојот за поранешната верзија на страницата.


PlanetarySeminar: Внатре во Јупитер: што нè научија гравитационите звуци на Junуно за внатрешниот гасен гигант и # 8217 за време на премиерската мисија.

Во 16:00 часот во среда на 30-ти јуни, д-р Марсија Париси од Лабораторијата за реактивен погон на НАСА и # 8217 ќе претстави семинар со наслов: & # 8220Во внатрешноста на Јупитер: што нè научија гравитационите сондажи на oуно за џинот на гасот и # 8217 за време на премиерската мисија. & # 8221 Семинарот ќе биде достапен преку тимови.

Апстракт: & # 8220 Леталото Junуно неодамна ја заврши својата премиерска мисија во системот Јовијан, по скоро 5 години орбитирање околу Јупитер. 33-те најблиски приоди кон планетата (или периовите) се случиле на надморска височина од дури 4.000 на секои 53 дена. Од вметнувањето на орбитата на 4 јули 2016 година, обемните опсервации на oуно обезбедија извонредни откритија во врска со магнетосферата, атмосферата и внатрешната структура на Јупитер. Поточно, звукот на гравитацијата на планетата се изведува со мерење на промената на Доплер на носачите на радиофреквенции во oуно во Х и Ка-опсегот. За возврат, овие се претвораат во мерења на гравитационите моменти, кои се користат за истражување на атмосферската динамика и дистрибуција на длабока густина во рамките на планетата. Овој семинар ќе известува за тековниот статус на проценките на гравитацијата, давајќи преглед на она што досега го научивме за подлабоките слоеви на Јупитер со гледање на гравитационото поле на планетата & # 8217


& # x27Црна неутронска starвезда & # x27 откритието ја менува астрономијата

Тој е помасивен од срушените starsвезди, познати како „квотнеутронски starsвезди“ и има помалку маса од црните дупки.

За ваквите & quot; црни неутронски starsвезди & quot; не се сметаше дека е можно и ќе значат идеи за тоа како ќе се формираат неутронски starsвезди и црни дупки, треба да се размисли повторно.

Откритието го изврши меѓународен тим со употреба на детектори за гравитациски бран во САД и Италија.

Чарли Хој, докторанд од Универзитетот Кардиф, Велика Британија, вклучен во студијата, рече дека новото откритие ќе го трансформира нашето разбирање.

& quot Ние не можеме да ги исклучиме сите можни можности, & quot тој рече за BBC News. & quot; Ние не знаеме што е тоа и затоа е толку возбудливо затоа што навистина го менува нашето поле. & quot

Г-дин Хој е дел од меѓународен тим кој работи за научна соработка Лиго-Девица.

Меѓународната група, која има силно вклучување во Велика Британија, поддржана од Советот за научни и технолошки објекти, има ласерски детектори долги неколку километри кои можат да детектираат минутни бранувања во простор-времето предизвикани од судир на масивни објекти во Универзумот.

Собраните податоци може да се искористат за да се одреди масата на оние вклучени објекти.

Во август минатата година, инструментите откриле судир на црна дупка 23 пати поголема од масата на нашето Сонце со објект од 2,6 соларни маси.

Тоа го прави полесниот објект помасивен од најтешкиот вид мртва starвезда, или неутронска starвезда, претходно забележано - со нешто повеќе од две сончеви маси. Но, тоа беше исто така полесно од најлесната црна дупка претходно забележана - од околу пет сончеви маси.

Астрономите бараа такви објекти во она што тие & # x27 дојдоа да го наречат јазот & quotmass & quot.

Пишувајќи во списанието The Astrophysical Journal Letters, истражувачкиот тим верува дека од сите можности, објектот е најверојатно лесна црна дупка, но тие не исклучуваат какви било други можности.

  • Гравитационите бранови се предвидување на Теоријата за општа релативност
  • Беа потребни децении за да се развие технологијата за нивно директно откривање
  • Тие се бранувања во ткивото на простор-времето генерирано од насилни настани
  • Забрзувачките маси ќе создадат бранови кои се шират со брзина на светлината
  • Извори што може да се детектираат вклучуваат спојување на црни дупки и неутронски starsвезди
  • Оган ласери Лиго / Девица во долги тунели во форма на буквата Л, брановите ја нарушуваат светлината
  • Откривањето на брановите го отвора Универзумот кон целосно нови истраги

Откако се судри со големата црна дупка, предметот повеќе не постои. Сепак, треба да има понатамошни можности да дознаете повеќе за овие објекти со масовен јаз од идните судири, според проф. Стивен Ферхерст, исто така во Кардиф.

& quotТоа е предизвик за нас да утврдиме што е тоа, & quot тој рече за BBC News. & quot Дали е ова најлесната црна дупка досега, или е најтешката неутронска starвезда досега? & quot

Ако станува збор за лесна црна дупка, тогаш не постои воспоставена теорија за тоа како може да се развие таков објект. Но, колегата на Проф Ферхерст и # x27, проф Фабио Антониони, предложи дека сончевиот систем со три starsвезди може да доведе до формирање на лесни црни дупки. Неговите идеи добиваат зголемено внимание по новото откритие.

Ако, сепак, оваа нова класа на објекти е тешка неутронска starвезда, тогаш треба да се ревидираат теориите за тоа како се формираат, според проф. Бернард Шуц од Институтот за гравитациона физика Макс Планк во Потсдам, Германија.

& quot; Ние не знаеме многу за нуклеарната физика на неутронските везди. Значи, луѓето што гледаат егзотични равенки што објаснуваат што се случува во нив, можеби размислуваат, & # x27 можеби ова е доказ дека можеме да добиеме многу потешки неутронски starsвезди & # x27. & Quot

Се смета дека и црните дупки и neutвездите на неутроните се формираат кога starsвездите ќе останат без гориво и ќе умрат. Ако станува збор за многу голема starвезда, таа се распаѓа и формира црна дупка, објект со толкава силна гравитациска сила што дури и светлината не може да избега од нејзиното сфаќање.

Ако почетната starвезда е под одредена маса, една опција е таа да се сруши во густа топка составена целосно од честички наречени неутрони, кои се наоѓаат во срцето на атомите.

Материјалот од кој се составени неутронските starsвезди е толку цврсто спакуван што една лажичка ќе тежи 10 милиони тони.

Една неутронска starвезда има моќна гравитација што ја привлекува заедно, но сила помеѓу неутроните, предизвикана од квантен механички ефект познат како притисок на дегенерација, ги оттурнува честичките, спротивставувајќи се на гравитационата сила.

Тековните теории сугерираат дека гравитационата сила би го надминала притисокот на дегенерација ако неутронската starвезда била многу поголема од две сончеви маси - и предизвикала таа да се сруши во црна дупка.

Според проф. Нилс Андерсон од универзитетот Саутемптон, ако мистериозниот објект е тешка неутронска starвезда, тогаш теоретичарите ќе мора да размислат што се случува во овие објекти.

& quot Нуклеарната физика не е прецизна наука каде знаеме сè, & quot, рече тој.

& quot; Ние не знаеме како нуклеарните сили работат под екстремни услови што ви се потребни во неутронска везда. Значи, секоја тековна теорија што ја имаме во моментот за тоа што се случува во една има одредена несигурност. & Quot

Проф. Шила Роуан, директор на Универзитетот во Глазгов и институт за гравитациони истражувања (ИГР), рече дека откритието ги предизвикува тековните теоретски модели.

quotе треба да се преземат повеќе космички набудувања и истражувања за да се утврди дали овој нов објект е навистина нешто што никогаш порано не е забележано или дали тој може да биде најлесната црна дупка некогаш откриена. & quot


Гравитација во aвезда? - Астрономија

Ајнштајн ја прошири својата специјална теорија на релативност за да вклучува гравитација и нееднакво движење. Ајнштајн бил заинтригиран од фактот дека двата начина на мерење маса доаѓаат со иста вредност. Во вториот закон за движење на Newутн, масата на објектот се мери со тоа што тој се спротивставува на промената на движењето (нејзиното инерција) Во законот за гравитација на tonутн, масата на објектот се одредува со мерење на силата на гравитацијата што ја чувствува. Фактот дека двете маси се исти е причината зошто Галилео откри дека сите работи ќе паднат со исто забрзување.

Дел од генијалноста на Ајнштајн беше неговата способност да гледа на обичните работи од сосема нова перспектива и логично да ги следи последиците од увидите што ги доби од неговата нова перспектива. Тој предложи експеримент со два лифта: еден во состојба на мирување на земјата на Земјата и друг, далеку во вселената далеку од која било планета, месечина или starвезда, забрзувајќи нагоре со забрзување еднакво на оној на Земјината гравитација (9,8 метри / втор 2). (Современите читатели можат да го заменат „ракетен брод“ за лифтот на Ајнштајн.) Ако топката падне во лифтот на одмор на Земјата, таа ќе забрза кон подот со забрзување од 9,8 метри / секунда 2. Топката ослободена во лифтот за забрзување нагоре далеку во вселената, исто така, ќе се забрза кон подот со 9,8 метри / секунда 2. Двата експерименти со лифтови го добиваат истиот резултат!

Ајнштајн го искористи ова за формулирање на принцип на еквивалентност тоа би било основа на Општата релативност. Во него се вели дека „нема експеримент што едно лице би можело да го спроведе во мал обем на простор што би направил разлика помеѓу гравитационото поле и еквивалентно униформно забрзување“. Последица на ова е дека ако лифтот паѓа слободно кон земјата поради гравитацијата, патникот во внатрешноста ќе се чувствува бестежински исто како лифтот да е далеку од која било планета, месечина или starвезда. Ниту еден експеримент нема да ви помогне да направите разлика помеѓу тоа да бидете бестежински далеку во вселената и да бидете во слободен пад во гравитационо поле.

Сега да претпоставиме дека некој „во мирување“ надвор од вашиот лифт, излезот во вселената сјае фенерче хоризонтално преку лифтот што го зафаќате кон далечниот wallид на лифтот. Ако вашиот лифт е во состојба на мирување, тогаш ќе го видите зракот на светлината како се движи во права хоризонтална линија. Ако вашиот лифт се движи со постојана брзина нагоре во однос на лицето надвор, ќе го видите зракот на светлината како се движи по права линија насочена надолу. Лицето надвор сè уште го гледа зракот како се движи во хоризонтална насока. Ако лифтот е забрзување нагоре, тогаш зракот ќе следи a закривен пат надолу во однос на вас. Но, ако зракот на светлината се закривува во забрзувачкиот лифт, тогаш принципот на еквивалентност вели дека зракот на светлината исто така треба да следи закривена патека во гравитационото поле.

Светлината се движи по најкратката патека помеѓу две точки во временското време (a геодетски). Ако геодезиката е закривена, тогаш патеката на светлината е закривена. Ајнштајн предложи во неговиот Општа релативност теорија дека она што се нарекува гравитација е навистина резултат на закривено време-време.

Земјата не кружи околу Сонцето затоа што Сонцето влече на него. Земјата едноставно ја следи најкратката патека во четири-димензионалното време-простор.

Ако некогаш сте направиле долг лет, веројатно веќе знаете дека најкраткото растојание помеѓу два града не е права линија. Нон стоп летови од Соединетите држави кон Европа прелетуваат над делови на Гренланд. На рамна мапа, патеката за лет на авионот изгледа закривена, но на земјината топка, таа патека е најкратка! Светлината патува по должината на a геодетски патека помеѓу две точки во временското време. Далеку од кој било извор на гравитација, најкраткото растојание е права линија во тродимензионален простор. Во близина на масивен објект, најкраткото растојание е закривено во тродимензионален простор. Стивен Хокинг дава убава аналогија дека она што го гледаме е како закривено движење на сенка на земјата од авион што лета во права линија над ридскиот терен.

Ајнштајновата теорија за општа релативност е продолжение или продолжување на законот за гравитација на tonутн. Теоријата на Ајнштајн не е совршена (ниедна научна теорија не е апсолутно совршена), но дава подобро разбирање на универзумот. Во слаби гравитациони услови, тие ќе ги дадат во суштина истите резултати или предвидувања. Законот за гравитација на Newутн претпоставува дека геометријата на вселенското време е рамна додека општата релативност на Ајнштајн дозволува секоја геометрија да се однесува на вселенското време. Во слаби гравитациони услови, закривеноста на временското време е толку мала што законот за гравитација на tonутн функционира сосема добро. Бидејќи математиката на законите за движење и гравитација на Newутн е поедноставна отколку за теориите на релативност на Ајнштајн, научниците претпочитаат да го користат graутн-овиот закон за гравитација за разбирање на интеракциите на предметите со бавно движење во кое било слабо гравитационо поле. Како што споменавме на почетокот на поглавјето, научниците ги користат законите за движење и гравитација на tonутн за многу точно да ги водат вселенските летала во нашиот Сончев систем. За многу силни гравитациони полиња, описот на гравитацијата од tonутн станува несоодветен. Ајнштајновата теорија за општа релативност мора да се искористи за да се опишат гравитационите ефекти.


Еволуција на везди

Lifeивотните циклуси на starsвездите следат модели засновани најмногу врз нивната почетна маса. Тука спаѓаат starsвезди со средна маса, како што е сонцето, со половина до осум пати поголема маса од сонцето, starsвезди со голема маса што имаат повеќе од осум сончеви маси и starsвезди со мала маса со големина од една десетина до половина сончева маса. Колку е поголема aвездената маса, толку е пократок нејзиниот животен век. Предметите помали од една десетина од сончевата маса немаат доволно гравитационо влечење за да ја запалат нуклеарната фузија - некои може да станат неуспешни starsвезди познати како кафеави џуџиња.

Starвезда со средна маса започнува со облак на кој му требаат околу 100.000 години да се сруши во протоarвезда со температура на површината од околу 6.750 F (3.725 C). Откако ќе започне фузијата на водород, резултатот е starвезда Т-Таури, променлива starвезда која флуктуира во осветленоста. Оваа starвезда продолжува да колабира околу 10 милиони години се додека не се избалансира нејзиното ширење како резултат на енергијата генерирана од нуклеарната фузија, со контракција од гравитацијата, по што ќе стане главна starвезда што ја добива целата своја енергија од фузија на водород во неговото јадро.

Колку е поголема масата на таквата starвезда, толку побрзо ќе го користи водородното гориво и толку пократко ќе остане на главната низа. Откако целиот водород во јадрото се стопи во хелиум, starвездата брзо се менува - без нуклеарно зрачење да и се спротивстави, гравитацијата веднаш ја уништува материјата во јадрото на starвездата, забрзувајќи ја starвездата. Ова предизвикува надворешните слоеви на starвездата да се шират енормно и да се ладат и светат црвено додека го прават тоа, што ја прави starвездата црвен гигант. Хелиум започнува да се спојува заедно во јадрото, и откако хелиумот ќе исчезне, јадрото се собира и станува потопло, уште еднаш ја шири starвездата, но ја прави посинкава и посветла од порано, издувајќи ги најоддалечените слоеви. По исчезнувањето на експанзивните обвивки на гас, останува преостанатото јадро, бело џуџе кое се состои претежно од јаглерод и кислород со почетна температура од приближно 180 000 степени F (100 000 степени C). Бидејќи на белите џуџиња не им останува гориво за фузија, тие стануваат поладни и поладни во текот на милијарди години за да станат црни џуџиња премногу слаби за да можат да ги детектираат. (Нашето сонце треба да ја напушти главната низа за околу 5 милијарди години.)

Formsвезда со голема маса се формира и брзо умира. Овие starsвезди се формираат од првотоarsвезди за само 10 000 до 100 000 години. Додека се во главната низа, тие се топли и сини, околу 1.000 до 1 милион пати светлосни од сонцето и се приближно 10 пати пошироки. Кога ќе ја напуштат главната низа, тие стануваат светло-црвен супервеликан и на крајот стануваат доволно жешки за да го спојат јаглеродот во потешки елементи. По околу 10.000 години ваква фузија, резултатот е железно јадро широко приближно 3.800 милји (6.000 км) и бидејќи повеќе фузија би трошела енергија наместо да ја ослободува, starвездата е осудена на пропаст, бидејќи нејзиното нуклеарно зрачење повеќе не може да одолее на сила на гравитација.

Кога една starвезда достигне маса поголема од 1,4 сончеви маси, електронскиот притисок не може да го поддржи јадрото од понатамошно уривање, според НАСА. Резултатот е супернова. Гравитацијата предизвикува колапс на јадрото, правејќи ја температурата на јадрото да се искачи на скоро 18 милијарди степени F (10 милијарди степени C), распаѓајќи го железото во неутрони и неутрини. За околу една секунда, јадрото се смалува на околу 10 милји ширина и се враќа исто како гумена топка што е исцедена, испраќајќи ударен бран низ starвездата што предизвикува појава на фузија во оддалечените слоеви. Theвездата потоа експлодира во таканаречена Супернова Тип II. Ако преостанатото stвездено јадро беше големо помалку од приближно три сончеви маси, станува неутронска starвезда составена скоро целосно од неутрони, а ротирачките неутронски starsвезди кои емитуваат радио пулсови што се забележуваат се познати како пулсари. Ако theвезденото јадро било поголемо од околу три сончеви маси, ниту една позната сила не може да го поддржи против сопственото гравитационо влечење, и се распаѓа и формира црна дупка.

Starвезда со мала маса користи хидрогенско гориво толку слабо што тие можат да светат како главни низи за 100 милијарди до 1 трилиони години - бидејќи универзумот е стар само 13,7 милијарди години, според НАСА, тоа значи дека ниту една starвезда со мала маса нема некогаш починал. Сепак, астрономите ги пресметуваат овие starsвезди, познати како црвени џуџиња, никогаш нема да спојат ништо освен водород, што значи дека тие никогаш нема да станат црвени гиганти. Наместо тоа, тие на крајот треба само да се оладат за да станат бели џуџиња, а потоа црни џуџиња.


Гравитација во aвезда? - Астрономија


Груп starsвезди наречени Плејади.
Извор: НАСА.

Вездите се џиновски сфери на супер-топол гас составен претежно од водород и хелиум. Stвездите стануваат толку жешки со согорување на водород во хелиум во процес наречен нуклеарна фузија. Ова е она што ги прави толку жешки и светли. Нашето Сонце е starвезда.

  • Раѓање - arsвездите започнуваат во гигантски облаци од прашина наречени маглини. Гравитацијата ја присилува прашината да се склопи заедно. Како што сè повеќе прашини се собираат, гравитацијата станува посилна и почнува да се вжештува и станува протоostвезда. Штом центарот се загрее доволно, ќе започне нуклеарната фузија и ќе се роди млада starвезда.
  • Mainвезда на главната секвенца - Еднаш aвезда, таа ќе продолжи да согорува енергија и да свети милијарди години. Ова е состојбата на вездата во поголемиот дел од својот живот и се нарекува „главна низа“. За тоа време, се постигнува рамнотежа помеѓу гравитацијата која сака да ја намали starвездата и топлината, сакајќи да ја направи поголема. Theвездата ќе остане на овој начин се додека не остане без водород.
  • Црвен џин - Кога ќе се потроши водородот, надворешноста на вездата се шири и станува црвен гигант.
  • Колапс - На крајот јадрото на вездата ќе започне да прави железо. Ова ќе предизвика колапс на вездата. Што ќе се случи со theвездата следно зависи од тоа колку маса имала (колку била голема). Просечната starвезда ќе стане бела џуџеста starвезда. Поголемите starsвезди ќе создадат огромна нуклеарна експлозија наречена супернова. После суперновата може да стане црна дупка или неутронска везда.


Маглината коњски глави.
Вездите се формираат од масивни облаци од прашина наречени маглини.
Автор: ЕСА / Хабл [CC 4.0 creativecommons.org/licenses/by/4.0]

Постојат многу различни видови на starsвезди. Stвездите кои се во нивната главна низа (нормални starsвезди) се категоризираат според нивната боја. Најмалите starsвезди се црвени и не даваат многу сјај. Starsвездите со средна големина се жолти, како Сонцето. Најголемите starsвезди се сини и се огромно светли. Колку е поголема главната sequвезда во секвенца, толку се потопла и посветла.

Dуџиња - Помалите starsвезди се нарекуваат џуџести starsвезди. Црвените и жолтите starsвезди обично се нарекуваат џуџиња. Кафено џуџе е оној што никогаш не станал доволно голем за да се појави нуклеарна фузија. Бело џуџе е остаток од колапс на црвена џиновска starвезда.

Гиганти - Gиновските starsвезди можат да бидат главни starsвезди на низа како син гигант или starsвезди кои се шират како црвени гиганти. Some supergiant stars are as big as the entire Solar System!

Neutrons - A neutron star is created from the collapse of a giant star. It's very tiny, but very dense.


Cross Section of a star like the Sun. Source: NASA

What is a neutron star?

Artist’s concept of a neutron star. The star’s tiny size and extreme density give it incredibly powerful gravity at its surface. Thus this image portrays the space around the neutron star as being curved. Image via Raphael.concorde/ Daniel Molybdenum/ NASA/ Wikimedia Commons.

When – at the end of its life – a massive star explodes as a supernova, its core can collapse to end up as a tiny and superdense object with not much more than our sun’s mass. These small, incredibly dense cores of exploded stars are neutron stars. They’re among the most bizarre objects in the universe.

A typical neutron star has about about 1.4 times our sun’s mass, but they range up to about two solar masses. Now consider that our sun has about 100 times Earth’s diameter. In a neutron star, all its large mass – up to about twice as much as our sun’s – is squeezed into a star that’s only about 10 miles (15 km) across, or about the size of an earthly city.

So perhaps you can see that neutron stars are very, very dense! A tablespoon of neutron star material would weigh more than 1 billion U.S. tons (900 billion kg). That’s more than the weight of Mount Everest, Earth’s highest mountain.

Neutron stars are the collapsed cores of massive stars. They pack roughly the mass of our sun into a sphere with the diameter of a city. Here’s a comparison of a neutron star’s typical diameter with the city of Chicago. Graphic via M. Coleman Miller.

Here’s how neutron stars form. Throughout much of their lives, stars maintain a delicate balancing act. Gravity tries to compress the star while the star’s internal pressure exerts an outward push. The outward pressure is caused by nuclear fusion at the star’s core. This fusion “burning” is the process by which stars shine.

In a supernova explosion, gravity suddenly and catastrophically gets the upper hand in the war it has been waging with the star’s internal pressure for millions or billions of years. With its nuclear fuel exhausted and the outward pressure removed, gravity suddenly compresses the star inward. A shock wave travels to the core and rebounds, blowing the star apart. This whole process takes perhaps a couple of seconds.

But gravity’s victory is not yet complete. With most of the star blown into space, the core remains, which may only possess a couple of times the mass of our sun. Gravity continues to compress it, to a point where the atoms become so compacted and so close together that electrons are violently thrust into their parent nuclei, combining with the protons to form neutrons.

Thus the neutron star gets its name from its composition. What gravity has created is a superdense, neutron-rich material – called neutronium – in a city-sized sphere.

What neutron stars are, and are not. If, after the supernova, the core of the star has enough mass, then – according to current understanding – the gravitational collapse will continue. A black hole will form instead of a neutron star. In terms of mass, the dividing line between neutron stars and black holes is the subject of much debate. Astrophysicists refer to a kind of “missing mass,” occurring between about two solar masses (the theoretical maximum mass of a neutron star) and five solar masses (the theoretical minimum mass of a black hole). Some expect that this mass bracket will eventually be found to be populated by ultra-lightweight black holes, but until now none have been found.

The exact internal structure of a neutron star is also the subject of much debate. Current thinking is that the star possesses a thin crust of iron, perhaps a mile or so thick. Under that, the composition is largely neutrons, taking various forms the further down in the neutron star they are.

A neutron star does not generate any light or heat of its own after its formation. Over millions of years its latent heat will gradually cool from an intial 600,000 degrees Kelvin (1 million degrees Fahrenheit), eventually ending its life as the cold, dead remnant of a once-glorious star.

Because neutron stars are so dense, they have intense gravitational and magnetic fields. The gravity of a neutron star is about a thousand billion times stronger than that of the Earth. Thus the surface of a neutron star is exceedingly smooth gravity does not permit anything tall to exist. Neutron stars are thought to have “mountains,” but they are only inches tall.

Artist’s concept of a pulsar. Pulsars are neutron stars that are oriented in a particular way with respect to Earth, so that we see them “pulse” at regular intervals. Image via NRAO.

Pulsars: How we know about neutron stars. Although neutron stars were long predicted in astrophysical theory, it wasn’t until 1967 that the first was discovered, as a pulsar, by Dame Jocelyn Bell Burnell. Since then, hundreds more have been discovered, including the famous pulsar at the heart of the Crab Nebula, a supernova remnant seen to explode by the Chinese in 1054.

On a neutron star, intense magnetic fields focus radio waves into two beams firing into space from its magnetic poles, much like the beam of a lighthouse. If the object is oriented just so with respect to Earth – so that these beams become visible from our earthly viewpoint – we see flashes of radio light at regular and extremely precise intervals. Neutron stars are, in fact, the celestial timekeepers of the cosmos, their accuracy rivalling that of atomic clocks.

Neutron stars rotate extremely rapidly, and we can use the radio beams of a pulsar to measure just how fast. The fastest-rotating neutron star yet discovered rotates an incredible 716 times per second, which is about a quarter of the speed of light.

Irish astronomer Jocelyn Bell Burnell was 24 years old when she noticed the odd radio pulses from space that she and her colleagues at first affectionately labeled LGMs, for “little green men.” Later, they understood that the pulses came from neutron stars. Fast-spinning neutron stars seen by earthly astronomers to emit radio pulses are now called radio pulsars. Image via Wikimedia Commons.

More manifestations of neutron stars in our galaxy. There are estimated to be more than a hundred million neutron stars in our Milky Way galaxy. However, many will be old and cold, and therefore difficult to detect. The unimaginably violent neutron star collisions, one of which was detected in 2017 by the LIGO gravitational wave observatories and designated GW170817, are thought to be where heavy elements like gold and platinum are created, as normal supernovae are not thought to generate the requisite pressures and temperatures.

A neutron star that has an abnormally strong magnetic field is known as a magnetar, able to pull the keys out of your pocket from as far away as the moon. The origin of magnetars is not well understood.

Neutron stars, including magnetars and pulsars, are thought to be responsible for several little-understood phenomena, including the mysterious Fast Radio Bursts (FRBs) and the so-called Soft Gamma Repeaters (SGRs).

Read more about neutron stars:

Sci fi alert! “Dragon’s Egg” by Robert L. Forward (out-of-print) depicts the imaginary inhabitants of the surface of a neutron star. Claudia commented: “They were tiny and dense (of course) and lived at a tremendous speed. It’s been a while, but I remember it as a good read.” Andy added: “Yes, I remember that book! Very entertaining. It’s incredible to think that if the surface of a neutron star slips by as little as a millimeter, it causes a starquake.”

Bottom line: Neutron stars are the collapsed cores of formerly massive stars that have been crushed to an extreme density by supernova explosions. A neutron star isn’t as dense as a black hole, but it’s denser than any other known type of star.


Collapse into a Ball of Neutrons

When nuclear reactions stop, the core of a massive star is supported by degenerate electrons, just as a white dwarf is. For stars that begin their evolution with masses of at least 10 MSun, this core is likely made mainly of iron. (For stars with initial masses in the range 8 to 10 MSun, the core is likely made of oxygen, neon, and magnesium, because the star never gets hot enough to form elements as heavy as iron. The exact composition of the cores of stars in this mass range is very difficult to determine because of the complex physical characteristics in the cores, particularly at the very high densities and temperatures involved.) We will focus on the more massive iron cores in our discussion.

While no energy is being generated within the white dwarf core of the star, fusion still occurs in the shells that surround the core. As the shells finish their fusion reactions and stop producing energy, the ashes of the last reaction fall onto the white dwarf core, increasing its mass. As The Death of Low-Mass Stars shows, a higher mass means a smaller core. The core can contract because even a degenerate gas is still mostly empty space. Electrons and atomic nuclei are, after all, extremely small. The electrons and nuclei in a stellar core may be crowded compared to the air in your room, but there is still lots of space between them.

The electrons at first resist being crowded closer together, and so the core shrinks only a small amount. Ultimately, however, the iron core reaches a mass so large that even degenerate electrons can no longer support it. When the density reaches 4 × 10 11 g/cm 3 (400 billion times the density of water), some electrons are actually squeezed into the atomic nuclei, where they combine with protons to form neutrons and neutrinos. This transformation is not something that is familiar from everyday life, but becomes very important as such a massive star core collapses.

Some of the electrons are now gone, so the core can no longer resist the crushing mass of the star’s overlying layers. The core begins to shrink rapidly. More and more electrons are now pushed into the atomic nuclei, which ultimately become so saturated with neutrons that they cannot hold onto them.

At this point, the neutrons are squeezed out of the nuclei and can exert a new force. As is true for electrons, it turns out that the neutrons strongly resist being in the same place and moving in the same way. The force that can be exerted by such degenerate neutrons is much greater than that produced by degenerate electrons, so unless the core is too massive, they can ultimately stop the collapse.

This means the collapsing core can reach a stable state as a crushed ball made mainly of neutrons, which astronomers call a neutron star. We don’t have an exact number (a “Chandrasekhar limit”) for the maximum mass of a neutron star, but calculations tell us that the upper mass limit of a body made of neutrons might only be about 3 MSun. So if the mass of the core were greater than this, then even neutron degeneracy would not be able to stop the core from collapsing further. The dying star must end up as something even more extremely compressed, which until recently was believed to be only one possible type of object—the state of ultimate compaction known as a black hole (which is the subject of our next chapter). This is because no force was believed to exist that could stop a collapse beyond the neutron star stage.


ɺ new way to study our universe': what gravitational waves mean for future science

The 2017 physics Nobel prize was awarded for the detection of gravitational waves. But what else could be revealed now that this discovery has been made?

A dying star. By studying gravitational waves, scientists hope to learn for the first time what happens inside a collapsing star Photograph: AP

A dying star. By studying gravitational waves, scientists hope to learn for the first time what happens inside a collapsing star Photograph: AP

Last modified on Wed 14 Feb 2018 21.33 GMT

You wait 100 years for a gravitational wave and then four come along at once. Or so it must seem to those who spent decades designing and building the exquisite instruments needed to sense the minuscule ripples in spacetime that Albert Einstein foresaw in his 1915 theory of general relativity.

The first gravitational wave bagged by physicists reached Earth on 14 September 2015 and sent a quiver through the US-based Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (Ligo). The second hit three months later, on Boxing Day, followed by a third in January this year. When the fourth wave arrived in August, both Ligo and a second observatory in Italy, named Virgo, recorded the moment.

What is a gravitational wave?

Einstein’s general theory of relativity predicts that the presence of mass causes a curvature in spacetime. When massive objects merge, this curvature can be altered, sending ripples out across the universe. These are known as gravitational waves.By the time these disturbances reach us, they are almost imperceptible. It was only a century after Einstein's prediction that scientists developed a detector sensitive enough - the Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory or Ligo - and were able to confirm the existence of gravitational waves.

Each of the gravitational waves had been set in motion by violent collisions between black holes more than a billion years ago. But while detecting the waves was feat enough to land the Nobel prize in physics for Rainer Weiss, Barry Barish and Kip Thorne, what excites astronomers now is what they stand to learn about the universe.

“This is a story in two parts,” said Sheila Rowan, director of the Institute for Gravitational Research at the University of Glasgow. “The first part was the quest to make these instruments sensitive enough to make the first detection, but that’s the end of one story and the start of another. We are really on the threshold of a whole new way to study our universe and that’s hugely exciting.”

Until now, astronomers have mapped the heavens almost exclusively with telescopes that gather light and other forms of electromagnetic radiation. Optical telescopes, such as Hubble, have allowed scientists to gaze deep into the history of the universe, but these observations hit a hard limit at about 400,000 years after the big bang: back then, the universe was opaque to light.

Gravitational waves are not so easily blocked. Although they are weak, they are hard to mask, and so future observations of the waves could allow scientists to break through the optical limit and see what the universe looked like moments after the big bang.

“At some point, not with the detectors we have now, we hope to be able to look at the beginnings of the universe,” said Rainer Weiss, the physicist at MIT who shared Tuesday’s Nobel prize in physics with other members of the Ligo team.

“There are calculations that indicate that the very earliest instants of the universe, right after the universe gets born, there is an enormous amount of background radiation of gravitational waves generated. That would be one of the most fascinating things man could [see] because it will tell you very much how the universe starts.”

Why discovering gravitational waves was a big deal – video

The earliest gravitational waves were probably emitted a fraction of a second after the big bang, when the universe went from being smooth and structureless to clumpy, at which point spacetime became “bendy”.

Professor Andreas Freise, a Ligo project scientist at the University of Birmingham, said: “One of the mysteries is how we get from there to now where everything is clumpy.”

The transition is thought to have left a gravitational wave imprint on the entire universe, which might be visible with future detectors more sensitive than Ligo.

There are plenty more phenomena scientists hope to spot sooner. Gravitational waves spread out from cosmic events that accelerate huge quantities of matter. This happens when a star explodes, but until now, all astronomers have seen is the bright flash of light that marks a star’s death. By studying gravitational waves, scientists hope to learn for the first time what happens inside a collapsing star.

“It should produce a gravitational wave signal and it’s a signal that would give us information that currently we can’t get any other way, because it’s about what’s happening inside a collapsing star,” Rowan said.

When Ligo switched on, scientists thought that the first waves they spotted were likely to come from collisions between neutron stars, some of the most exotic entities in the universe. Neutron stars form when massive stars die. They have crusts and crystalline cores and are incredibly dense: a teaspoon of neutron star weighs as much as Mount Everest.

“Some supernovae explode and end up as black holes, but others end up as neutron stars,” said Pedro Ferreira, professor of astrophysics at Oxford University and author of the 2014 book The Perfect Theory: a century of geniuses and the battle over general relativity. “The thing the Ligo scientists expected to see, and might see soon, are two neutron stars orbiting each other and coming together. If you can see these events you start learning about fundamental physics, and that is pretty amazing.”

Other countries, including Japan and India, have plans to build their own gravitational wave detectors. More ambitiously, the European Space Agency intends to send an observatory into space in 2034. Known as Lisa, for Laser Interferometer Space Antenna, the mission aims to detect far weaker gravitational waves than is possible on Earth.

“Many of us who were in this thing fully expect that we’re going to learn things that we didn’t know about,” said Weiss. “We knew about black holes other ways, and we knew about neutron stars. We hope that there are all sorts of phenomena that you can see mostly because of the gravitational waves they emit. That will open a new science.”

This article was amended on 13 December 2017 to correct the date Albert Einstein published his theory of general relativity from 1905 to 1915.


Погледнете го видеото: СИЛАТА НА ГРАВИТАЦИЈА И ПРИКАЗИ НА СИЛИ - ОД НЕТКА ДИМОСКА (Декември 2022).