元スレ【宇宙物理】「中性子星」合体の現象重力波で初観測[10/17]

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201 = 173 :

>>200
そうかもしれないということ
少なくとも、「誘電体を通過する際の重力波の位相速度はcを下回る」という予想は無いと思うよ
あと、「光の速度（位相速度）」と「真空中の光速度=ｃ」は違うからね

202 :

>>192
パルサーの磁極が地球に向いてないと観測できないし知られて無くても不思議はない

203 :

シュバルトシルト面上では時間の流れが止まるのに、どうしてブラックホールはつっつくことができるのでしょうか？

204 :

ツンツン

205 = 183 :

>>193
もともとの中性子と
陽子と電子を凝縮してできた中性子は
同じじゃね

もとは恒星があって
その中心部を圧縮したのが白色矮星
白色矮星は原子核の固まりで
１つの巨大な原子の固まりみたいな物体

さらに大きな恒星では
白色矮星がもう一段階凝縮して
中性子星になる。
中性子星は原子の周りに広がってる電子が
陽子とくっ付いて中性子になっていて
中性子が巨大な固まりになってる物体。

電子と陽子は電気的に反発するから
これを１つにくっ付けるには
巨大なエネルギーが必要になる

206 :

>>205
> 電子と陽子は電気的に反発するから

は？

207 = 175 :

まあ要は「電磁波の方が遅かったのはなぜ？」って疑問について、丁寧な説明をしないで
済ましてるのはどうなの、って事なんだけどね
普通に最初に気になる事なんだから

ちなみに論文を見る限り、シャピロ時間遅延については考慮されてるみたいよ
あと電磁波の屈折については、中性子星のスケールは非常に小さいわけだから
大きな影響があるとは考え難いね

むしろ1.5億光年の空間そのものが電磁的に透明だったかを考慮した方が
意味があるんじゃないか

208 = 186 :

＞空間そのものが電磁的に透明だったかを・・・

屈折率は波長で変わるから波長で分解すればいい
多くのデータは得られてないが従来の10倍程度不透明といわれてる
それが何を意味するのかまではわかってない

209 = 173 :

>>207
そうでもないと思う
2秒遅れるためには、衝突現場の周囲1.5光時の範囲が1気圧の酸素か二酸化炭素で満たされていれば良い
ガスなどの物質密度がさらに高ければ、木星軌道の範囲（30光分）でも2秒遅れますね

もっとも、「これもあり得るのでは？」という提案に過ぎません。
もっとまともな理由が現場では考えられているとは思いますｗ

210 = 183 :

>>206
すまん
電子と陽子は電気的に反発しないわw

211 = 175 :

というか、そもそもSGRBの発生が合体後になるのはその機序からして確実なんだしね

特に他の理由を挙げなくてもそれだけで遅延はあり得る事なんだけど、ただそれを
言っちゃうと、説得力が弱まっちゃう
光速度と等しいと証明されたとするにはね

212 = 173 :

確かに。
まだ一例目なので、これからさらに電磁観測との同時観測例が増えれば自然とはっきりしてくるでしょう
期待に胸がふくらみますねｗ

213 = 175 :

マルチ観測について言えば、今後は「合体する前」から観測を始める事さえ可能
になるかもしれない
今回も重力波は合体の100秒前から検知できてたわけだから、即位置を特定して
通知できれば合体のその瞬間を捉える事も夢じゃない

重力波は電磁的には見えていない天体の事象を知らせてくれるという点で圧倒的な
利点がある
ただそのためには高い感度と多数の観測点が必要になるわけで、ガンマ線でやってる
ようなレベルに至るにはまだしばらくかかるだろうけれど

214 = 175 :

ちなみに今回は重力波である事が確認するまでに数分、通知するデータをまとめるのに
1時間近く、そして殆どの観測所が昼間だったので日が暮れて観測が始まるまで数時間
と結構なバタバタだったらしい

それでも11時間後には無事、新天体が発見されたわけで

215 = 183 :

>>100
ニュートリノは出てないのかな
あるいは距離が遠すぎて
観測できなかったとか

216 = 175 :

r過程のシミュレーションではニュートリノの存在が考慮されてるから、放出されては
いるみたい

検出されない理由があるとすれば、距離というよりもその量だろうな

217 :

>>143
マルチバースて20年前から提唱されてね？
つか多分ソロンのこと書いてるんだろうがホログラフィックが主流になってから
とした方が良くね？

218 :

わずか半径10キロの天体同士が果てしない宇宙空間で引かれあって合体するなんて
ロマンスがありあまる話だな

219 :

すごいよね。１００億キロくらいのところから猛烈なスピンで合体するところ見てみたいよね。
ただこれくらい近づかないと面白くなさそうだけど、たかが１０ｋｍほどのやつに海王星の２倍の距離があっても無事じゃすまないのかな。

221 = 173 :

中性子片から重元素が出来る時に猛烈な核分裂反応
合体後に強磁場があれば、核分裂で生じた放射で猛烈なシンクロトロン放射光
光が遅延するようなチリが浮かんでいればまばゆい程のチェレンコフ光…

かなり強烈な光のショウが見られますねｗ

222 = 175 :

結局、合体の結果として何が形成されたのかについては、観測的にははっきりして
ないみたい
シミュレーションはBH形成を支持してるっぽいんだけど

BH化が起きる境目は合体後質量が2.8太陽質量を超えるか、そして半径がどの程度で
収まるかって事らしいんだけど、今回の合計質量は2.57 ～ 2.88太陽質量の幅があって
恐ろしく微妙なところにある

223 = 175 :

今回での質量での結果はたぶんHMNS、高質量中性子星を経てからのBH形成か、
冷却されてMNS、大質量中性子星になるパターンのどちらか

個人的には最小の恒星BHが見てみたいけど、MNSもまだ最大で2太陽質量までしか
観測された事がないから十分興味深い
光学観測が始まった頃には既にそのどちらかになっていた筈だから、なんとか判別
つけてほしいのだけど

224 :

しかし、重力波より、この装置が意味する空間の伸縮の方が意義を感じる。

周りから見ると空間が縮むと距離も縮むことがわかったわけで、超光速航行の可能性が見えた。

225 :

>>222
しばらくしたら判るんじゃないか？
中性子星２つの連星だったのなら、最低でももう一つ、直近に白色矮星が有ると思うのですよ…

226 = 175 :

多重星だった可能性は殆どないと思うけどねえ
重力的に関係のあるような位置にあれば、連星合体にも影響を及ぼした筈だから
むしろシミュレーションと食い違いが出たはず

結局形成されたものがBHであれ中性子星であれ、周囲の降着円盤を消費し尽くしたら
また電磁的には見えない天体になってしまう可能性があるから、なんとかそれまでに
分かればと思うんだよね

227 = 225 :

>>226
ならば、どの様な仕組みでNSの連星が出来上がったのでしょうか？

228 :

ダード・ライ・ラグンの仕業？

229 = 175 :

さあ？
基本的には大質量星の連星からだろうけど、この連星がどのような経緯を経たかは
分からない
ただ今は多重星という根拠は何もないと言ってるだけ

230 :

>>229
大質量星が単独で新星爆発したあげくの中性子星なら、2つ合わせてもBHぎりぎりの中性子星になるのは確率的に難しいように思います
まぁ、中性子星の形成そのものが、まだ解明されていないですが

231 = 170 :

何が言いたいのかよくわからない

232 = 154 :

　

半径10km?

界王星のモデルなのか？

　

233 = 175 :

まあ確かによく分からない
「新星爆発したあげく」とか「確率的に」とかはどういう意味なのかな

少なくとも彼は、今回合体したスケールの連星が典型的な中性子星と表現されてる事を
知らないか、気にもならない人なんだろう

234 = 230 :

ん？
単に中性子星の「連星」が形成される理由が納得できないだけですよｗ

235 :

普通に有る程度の質量の連星が赤色巨星化すれば残るのは中性星連星だと思うけど？

236 = 230 :

>>235
赤色巨星なら中性子星ではなく白色矮星になって終わるのではないかな？

237 = 230 :

ちょっと言葉がたりないか
赤色巨星の連星なら、片方だけが中性子星になるのではないかな？

238 = 175 :

まあ納得できようが出来まいが、中性子星連星は実際に存在するんだけどね
そして自分も「納得させてあげる係」じゃないので、好きにすれば？としか
言いようがない

239 = 230 :

別に、君に説明せよなんて言っていない
単に3連星以上でないと中性子星が2個の連星にはならないのではないか？と思っているだけだよｗ

240 = 235 :

>>237
なんで片方だけが中性星になる？

241 = 170 :

何で3連星以上じゃないとダメなんだ？？

242 = 152 :

ブルーバックスかNewtonで勉強し直した方が良いレベルの人かな

243 = 230 :

白色矮星がチャンドラセカール限界を超えるためには、水素なりの追加質量が矮性に降ってくる必要があるのではないの？
連星の主星からの降着で質量限界を超えれば中性子星に落ち着けるとおもうのだけど
そうしたら、残った主星はどこから質量を補給してチャンドラセカール限界を超えることができるのか？

最初から主星・伴星ともにちょうど良い質量ならバランスよく両方赤色巨星→白色矮星→中性子星に直接崩壊できるのかなｗ

244 = 235 :

>>243
連星が
有る程度の質量が有って
有る程度の距離が有れば良いだけでは？

245 = 170 :

>>243
んんん？？？？？？？？？？
なんかものすごい勘違いしてないか？

246 = 175 :

根拠もなくただ思ってるだけの人には、何を説明しても無意味だと思うんだ
結局聞く気はないんだからさ

まあ1つ言うなら、一般的には「大質量星の赤色巨星化→超新星→コアが中性子星として残る」
という流れであって、わざわざ白色矮星をベースにする必要はないんだけどね

247 = 175 :

ちなみに白色矮星になるのは3太陽質量以下の恒星だから、こっちが大質量星の連星
で説明してる事も理解して貰えてないみたい

248 :

ちなみに白色矮星にチャンドラセカール限界があるように中性子星にもトルマン・オッペンハイマー・ヴォルコフ限界というものがある

249 = 230 :

>>246
別に噛みついてるつもりはないのだけど、
赤色巨星から直接中性子星になると、それは「比較的に大質量の中性子星」になるのではないか？と思っているのさ
2個が合体しても中性子星とBHの境界近辺の質量ということは、元の2つの中性子星は最小質量に近いということにならないかな？

そうした組み合わせが可能なのは、中性子星が出来上がった時点で最小質量である必要があるのではないのか？と思っただけだよ

何をそんなに警戒してるのかな？ｗ

250 = 248 :

じゃあ自分で中性子星の質量を計算してみればいいじゃん