شبیه سازی دوتایی‌های ستاره نوترونی مغناطیسی با توان تفکیک بالا
در دهه‌ی اخیر شبیه‌سازی‌های عددی نسبیت عام یکی از جذاب‌ترین زمینه‌های علم نجوم بوده است. دنیای نجوم بی‌صبرانه در انتظار است تا اشکارسازهای تداخلی LIGO و Virgo به طور مستقیم امواج گرانشی را رصد کنند و اطلاعات جدیدی در حوزه‌ی اجرام چگال نظیر سیاهچاله‌ها و ستاره‌های نوترونی در اختیار ما بگذارند. در بین موارد مورد مطالعه، برخورد دوتایی‌های ستاره نوترونی – ستاره نوترونی از اهمیت ویژه‌ای برخوردار است. مهمترین علت اهمیت این دوتایی‌ها میزان فراوانی آنها است. تخمین زده می شود که به طور متوسط آشکارسازهای تداخلی نظیر LIGO بتوانند حدود ۱-۱۰۰ برخورد دوتایی ستاره نوترونی را در سال آشکارسازی کنند. از طرف دیگر، امواج گرانشی حاصل از این برخوردها می‌توانند مدل مناسبی برای درک معادله‌ی حالت ستاره نوترونی برای ما فراهم کنند. اهمیت دیگر این پدیده می‌تواند در توضیح مربوط به انفجارهای عظیم پرتو گاما باشد که هنوز مکانیزم آن شناخته شده نیست. در صورت آشکارسازی امواج گرانشی حاصل از برخورد دوتایی ستاره نوترونی و آشکارسازی هم‌زمان انفجارهای پرتو گاما می‌توان به طبیعت این پدیده پی برد.
شکل ۱: تصویر لحظه‌ای از توزیع چگالی و خطوط میدان مغناطیسی برای مدلی با نام H4B15d70 در زمان برخورد (تصویر سمت چپ)؛ در زمان ۵/۵ میلی‌ثانیه بعد از برخورد (تصویر وسط) و در زمان ۳۸/۸ میلی‌ثانیه بعد از برخورد (تصویر سمت راست). زمان برخورد زمانی است که در آن دامنه‌ی امواج گرانشی ماکسیمم باشد. تصاویر سمت چپ، وسط، و راست به ترتیب لحظه‌ی برخورد؛ تشکیل ابر ستاره نوترونی و تشکیل سیاهچاله به همراه قرص برافزایشی را نشان می‌دهد. در تمامی این تصاویر، خطوط سفید، خطوط میدان مغناطیسی هستند. در تصویر سمت چپ، رنگ سبز-آبی معرف مناطق با میدان مغناطیسی قوی (برابر با ۱۵/۶^۱۰ گاوس) هستند. در تصویر وسط، رنگ‌های زرد و سبز و آبی تیره نماینده‌ی کانتورهای چگالی ۱۴^۱۰ و ۱۲^۱۰ و ۱۰^۱۰ گرم بر سانتی‌مترمکعب و در تصویر سمت راست رنگ‌های آبی روشن و آبی تیره به ترتیب نماینده‌ی چگالی‌های ۱۰/۵^۱۰ و ۱۰^۱۰ گرم بر سانتی‌مترمکعب هستند. در مرحله‌ی مارپیچی قبل از برخورد که دو ستاره به هم نزدیک می‌شوند میدان مغناطیسی به علت ضعیف بودن نسبت به فشار گاز ستاره نقش خاصی ایفا نمی‌کند. در مرحله‌ی برخورد که دو ستاره با هم تماس پیدا می‌کنند به علت وجود لایه‌ای که در آن پلاسما با سرعت‌های مختلف و مخالف جهت هم حرکت می‌کنند شرایط ناپایداری هیدرودینامیکی هلمهولتز فراهم می‌شود و در این شبیه‌سازی توان تفکیک آن‌قدر بالا است که می‌توان مدهای طول موج کوتاه این ناپایداری که سریعا رشد می کنند را به خوبی آشکارسازی کرد (این اولین بار در شبیه‌سازی‌های ستاره نوترونی- ستاره نوترونی است که این نوع ناپایداری مشاهده شده است). در مرحله‌ی بعد که مرحله‌ی پیدایش ابرستاره نوترونی است خطوط میدان مغناطیسی در هم تنیده می‌شوند و مؤلفه‌های بزرگ سمتی میدان شکل می‌گیرند. بعد از گذشت ۱۴ میلی ثانیه ابر ستاره نوترونی فروپاشیده و تبدیل به سیاهچاله می‌شود که توسط قرصی برافزایشی از پلاسما احاطه شده است. در این مرحله خطوط میدان مغناطیسی به قدری به هم نزدیک شده‌اند که عملا بزرگی میدان مغناطیسی به حد اشباع و به بالاترین حد خود رسیده است. قرص تشکیل شده در این مرحله، جرمی برابر با ۰/۰۶ جرم خورشید را دارا است و اسپین سیاهچاله حدود ۰/۶۹ می‌باشد که این نتایج تا حدودی بستگی به توان تفکیک شبیه‌سازی دارد. ناپایداری چرخشی مغناطیسی در مرحله دیسک افزایشی موجب انتقال اندازه حرکت زاویه ای و در نتیجه متلاطم شدن پلاسما می شود که سقوط مواد به داخل سیاهچاله را به مقدار زیادی افزایش می دهد.
شکل ۲: نمودار انرژی میدان مغناطیسی بر حسب زمان برای مدلهای مختلف که در آن خطوط عمودی معرف زمان پیدایش سیاهچاله در هر یک از این شبیه‌سازی‌ها است.
شکل شماره ۲ نمایشگر تغییرات فشار مغناطیسی بر حسب زمان برای مدلهای مختلف است. از این نمودار پیداست که در همان شروع مرحله برخورد دو ستاره میدان مغناطیسی سریعا توسط گردابه های ناشی از ناپایداری کلوین هلمهولتز افزایش می یابد و این رشد در شبیه سازی با توان تفکیک بالاتر سریعتر و شدیدتر رخ می دهد. alimafi1379
من یه دانش اموز 14 ساله ام که تا پارسال از درس بدم میومد ولی حدود یک ساله که عاشق فیزیک شدم طوری که بقیه بهم میگن دیوونه شدی ولی من عاشق فیزیکم طوری که همه اخباراشو دنبال میکنم و دنبال فرمول های جدیدم و هیچ وقت حسم به فیزیک تموم نمیشه و با مطالعه بیشتر علاقه ام بیشتر میشه . سوالم اینه که من چطور میتونم یه فیزیکدان موفق بشم؟. و سوال دومم اینه که به نظظر شما این علاقه ناشی از دیوونگی چون هیچ کدوم از بچه های همسن و سال من از فیزیک خوششون نمیاد.
جمعه 10 بهمن 1393 - 06:37
|
