Tähtitiede

Painovoima tähden sisällä?

Painovoima tähden sisällä?

Vastasin äskettäin tähän kysymykseen ja tarvitsen jonkin verran selvitystä painovoimasta, kun se on tähden säteellä. Ajattelin, että kun jokin on tähden sisällä (huomiotta vetäminen), se kokee vähemmän painovoimaa, koska kun se menee syvemmälle sisälle, yhä enemmän massaa on ulkona (ylöspäin) etäisyys, joka on jäljellä ennen kuin se saavuttaa keskuksen. Onko tämä totta, ja onko olemassa kaavaa, joka tarvitsee tiettyjä parametreja sen laskemiseksi?


Jos otetaan huomioon säteen suuntaisesti symmetrinen massajakauma, etäisyydellä koettu painovoima $ R $ keskustasta johtuu pallon sisällä olevasta massasta, jonka säde on $ R $, siis massa $$ M (R) = int_0 ^ R varrho (r) 4 pi r ^ 2 dr $$ Radiaalisymmetrisessä tapauksessa voidaan osoittaa, että kaikkien ulkopuolella olevien massojen osuus $ R $ peruuttaa toisensa.

Näin kokenut gravitaatiokiihtyvyys säteellä $ R $ On $$ g (R) = frac {G} {R ^ 2} int_0 ^ R varrho (r) 4 pi r ^ 2 dr $$

Mielenkiintoinen osa tässä on tietää säteen tiheyden vaihtelu $ varrho (r) $ kehosi sisällä, siis tässä tapauksessa aurinko. Tämä riippuu asian tilan yhtälöstä - joka puolestaan ​​on yksi vähiten tunnetuista yhtälöistä. Johtaminen, joka vaatii Auringon monimutkaista mallintamista. On ainakin kaksi mukavaa vastausta, jotka antavat radiaalisen tiheyden vaihtelun. Ensimmäisessä vastauksessa on linkki standardin aurinkomallin tietoihin säteestä, tiheydestä, suljetusta massasta jne.

MUOKKAA lisätäksesi tavan käsitellä tiheysprofiilia:

Voidaan yrittää saada käsitys tiheydestä olettamalla tähelle polytrooppinen malli siten, että paineen välinen suhde $ p $ ja tiheys $ varrho $ lukee kuten $$ p = K varrho ^ frac {n + 1} {n} $$

Vakiona $ k $ ja polytrop-indeksi $ n $. Tämä on seurausta Lane-Emden-yhtälön ratkaisuista $$ frac {1} { xi ^ 2} frac { mathrm {d}} { mathrm {d} xi} vasen ( xi ^ 2 frac { mathrm {d} theta} { mathrm {d} xi} oikea) + theta ^ n = 0 $$joka on Poisson-yhtälön dimensioton muoto säteittäissymmetriselle itsepainotteiselle polytrooppiselle nesteelle, jolloin tiheys seuraa muodon funktiota $ varrho = varrho_c theta ^ n $ keskitiheydellä $ varrho_c $. Tämä yhtälö voidaan ratkaista täsmälleen polytrop-indeksille 0 (isobaarinen polytrooppinen), 1 (isoterminen polytroppi) ja 5 (rajoitettu käyttö, koska se johtaa äärettömään tähtisäteen), ja se voidaan käsitellä analyyttisesti konvergenttisarjojen kautta ja se voidaan ratkaista myös numeerisesti laajalle erilaisia ​​tapauksia.

Pääsekvenssitähden uskotaan kuitenkin olevan lähellä $ n = 3 $ säteilyvyöhykkeelle. Täysin konvektiiviset tähdet seuraavat enemmän adiabaattista gradienttia, jolloin n = 5/3 on vakiopaineen lämpökapasiteetin ja vakiotilavuuden lämpökapasiteetin suhde ihanteelliseen monoatomikaasuun. Sinun on kuitenkin integroitava euqation numeerisesti näissä tapauksissa.

(Reinhard Meinel pitää erinomaisia ​​luentoja relativistisesta astrofysiikasta - ja käytän silti silloisia muistiinpanojani referenssinä - mutta en valitettavasti ole tietoinen mistään julkaistusta muistiinpanojen muodosta tästä aiheesta ... ehkä tämä)


Joo. Siltä osin kuin sellainen voisi olla mahdollista (ehkä romaanin "Mote in the God of Eye" tyyliin) ja olettaen, että tähti on pallomaisesti symmetrinen massajakauma:

Painovoima tähden sisällä toimii kuin jos kaikki aineen kuoressa olevat tavarat olisivat kauempana tähden keskustasta kuin sinä ei olisi lainkaan. Tunnet vetovoiman vain "alla" olevista tavaroista (massan sisäpallo lähempänä tähden keskustaa kuin aluksesi). Tämä tulos todistetaan tyypillisesti Gaussin pinnoilla.

Maalata mielikuva: idealisoidulla maapallolla tunnet täsmälleen nollapainovoiman ilmakehästä kaikkialla planeetalla, ja kaikki painovoima tulee maasta jalkojesi alle.

Joten kaava on sama Newtonin painovoimakaava ja sinun tarvitsee vain tietää tähden massatiheysfunktio (joka pallomaisen symmetrian oletuksen vuoksi on riippuvainen vain etäisyydestä tähden keskipisteeseen). Integroit tiheysfunktion 0: sta aluksesi etäisyydelle tähden keskustasta, joten tiedät mitä $ M_1 $ kytkeä Newtonin painovoimayhtälöön.

Huomaa, että pallomainen symmetria on elintärkeää tämän tuloksen kannalta. Jos tähden massatiheys ei ole pallomaisesti symmetrinen, Gaussin pinta-argumentti ei päde ja sinun on integroitava painovoimayhtälö koko tähdelle (alla ja yläpuolella) saadaksesi selville.

(Tietenkin oletamme myös, että tähti ei ole niin tiheä ja lähellä, että yleisestä suhteellisuudesta alkaa tulla tärkeä)


Hauskan vuoksi piirrän @ planetmakerin vastauksessa mainitut tiedot ja käytän siellä olevaa yhtälöä painovoiman piirtämiseen.

Sovellamme Newtonin kuorilausea heidän yhtälöönsä:

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

missä $ m (R) $ on massa, jonka ympäröi säteen pallo $ R $.

Suunnittelin käyttäen tätä käsikirjoitusta.

Se tulostaa31.1 Maan vakiopainot pinnallajoka on lähellä Wikipedian 28 maan painopistettä. En käyttänyt interpolointia tai numeerista integraatiota tai edes Simpsonin sääntöä, joten 10% virhe ei ole yllättävä.

tuo numerotiedosto np: ksi tuoda matplotlib.pyplot muodossa plt G = 6.67430E-11 # m ^ 3 / kg / s ^ 2 data = [[float (x) x: lle rivillä.split () [: 2]] riville in table.splitlines ()] m, r = np.array (data) .T r_solar, m_solar = 696342000., 1.9885E + 30 # metriä, kilogrammaa r_real, m_real = r * r_solar, m * m_solar g = G * m_real [ 1:] / r_real [1:] ** 2 tulosta (g [-1] /9,815, 'maan vakiopainot pinnalla') plt.figure () plt.subplot (2, 1, 1) pltplot (r , m) plt.xlabel ('r / r_solar') plt.ylabel ('suljettu massa / m_solar') plt.subplot (2, 1, 2) plt.plot (r_real [1:] / 1000., g) plt .xlabel ('R (km)') plt. etiketti ('g (R) (m / s ^ 2)') plt.show ()

käyttämällä taulukon kopioitua tekstiä täältäpöytä.


Massatomille $ m $ auringossa olemaan vakiosäteellä $ R $, minkä tahansa ei-säteittäisen lämpönopeuskomponentin aiheuttama keskipakovoima $ v $ on oltava yhtä suuri kuin painovoima, ts.

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

Olettaen isotermisen kaasun ($ v = const. $), tämä vaatii tietysti säteittäisen tiheyden jakauman $$ varrho (r) propto frac {1} {r ^ 2} $$

Tässä oletetaan törmäämätön kaasupallo (häiriöttömät atomien kiertoradat), eikä se siksi välttämättä ole erityisen realistinen malli tähdelle, mutta on mielenkiintoista, että tämä johtaa samaan säteen tiheysjakaumaan $ 1 / r ^ 2 $isotermisen ihanteellisen kaasupallon hydrostaattisen paineen tasapainon ehdona

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

Painovoima tässä tapauksessa on $ propto 1 / R $.

Mikä tahansa lämpötilariippuvuus $ R $ muuttaisi selvästi tulosta.


Painovoima tähden sisällä? - Tähtitiede

Jos painovoima voidaan määritellä avaruuden kaarevuudeksi eikä vetovoimaksi, miksi aseesta ammuttu luoti ei sano kohtisuorassa maankuorta ja palloa, jonka heitin samalla radalla (mutta tietysti paljon hitaammin) seuraa samaa käyrää? Jos painovoima on todella kaareva tila ja jos putoavat esineet seuraavat vain avaruuden luonnollisia käyriä, miksi jokaisella esineellä on oma käyrä?

Tämä on hieno kysymys, joka menee ytimeen miksi Einstein sanoi painovoiman olevan kaarevuus aika-aika, eikä vain avaruuden kaarevuus.

Harkitse alla olevaa kaaviota, joka näyttää kysymyksessä kuvaamasi tilanteen. Pallo ja luodin molemmat lähtevät samalla polulla avaruudessa (ts. Molemmat alkavat liikkua vaakasuorassa poispäin henkilön päästä). Kuitenkin, kuten tiedämme, heidän polunsa vaihtelevat nopeasti - luoti kulkee paljon kauemmas ennen kuin lyö maata kuin pallo.

Tämä ei ehkä vaikuta aluksi oudolta, mutta Einsteinin painovoiman käsityksen mukaan se on suuri ongelma! Einsteinin ajatus (josta keskustellaan edelleen suhteellisuussivullamme) oli, että ei ole olemassa sellaista painovoiman "voimaa", joka vetää asioita pikemminkin maahan, kaarevat polut, joita putoavat esineet näyttävät kuljettavan, ovat illuusio, joka johtuu kyvyttömyydestämme havaitsevat avaruuden kaarevuuden, jossa elämme. Esineet itse liikkuvat vain suorina viivoina.

Jos tämä on totta, samalla polulla alkavan pallon ja luodin tulisi loogisesti jatkaa samaa polkua. Loppujen lopuksi, jos kuvitelet kävelevän kaarevalla pinnalla, kuten maapallolla, jos aloitat kävelyä suoralla linjalla itään ja ystäväsi alkaa samasta sijainnista käynnissä suoralla linjalla itään päin, molemmat seuraavat täsmälleen samaa polkua! Ei ole väliä kuinka nopeasti aiot päästä molemmat (lopulta) samaan sijaintiin. Joten miksi pallo ja luoti eivät myöskään pääse samaan paikkaan?

Ainoa tapa kiertää tämä ongelma Einsteinin teoriassa on sanoa, että pikemminkin kaareva ei ole vain "tila", vaan "aika-aika". Tämän ymmärtämiseksi on hyödyllistä tarkastella alla olevaa kuvaa. Tämä kuva näyttää saman pallon ja luodin kuin yllä, vain nyt ne on piirretty kaavioon avaruudesta JA ajasta yhdessä ("aika-aika").

Vaaka-akseli on sama kuin ennen kuin se edustaa etäisyyttä vasemmalle ja oikealle. Pystyakseli ei kuitenkaan enää edustaa etäisyyttä ylös- ja alaspäin kuten aikaisemmin, pystyakseli edustaa aikaa tai erityisesti kuinka paljon aikaa on kulunut pallon ja luodin vapauttamisesta. Ensimmäinen kaavio oli kuva jostakin, jonka voit kuvitella näkevänsi silmilläsi (ja siksi sisällytin kuvaan henkilön), mutta toisen kaavion voi kuvitella vain päähäsi. Kaavio kertoo meille kuitenkin, että luoti on milloin tahansa ajan myötä liikkunut enemmän tilaa kuin pallo, mikä on järkevää, koska luoti liikkuu nopeammin.

Yllä olevat kaaviot osoittavat, että vaikka pallo ja luodin alkavat samassa suunnassa avaruudessa, ne tosiasiallisesti alkavat eri suunnat avaruudessa. Joten jos olemme yhtä mieltä siitä, että aika-aika, ei avaruus, on oikea areena, jossa kysymystä tarkastellaan, voimme ymmärtää, miksi pallo ja luoti eivät pääse samaan paikkaan matkansa lopussa. Aivan kuten ei ole yllättävää, että jos aloitat kävelyn itään ja ystäväsi alkaa kävellä koilliseen, päädyt eri paikkoihin, ei ole myöskään yllättävää, että pallo ja luoti päätyvät eri paikkoihin, koska he aloittivat eri suuntiin!

Tarkastellaan lisäksi, mitä tapahtuu, jos kaksi kohdetta alkaa sama polku avaruudessa. Sinun pitäisi pystyä vakuuttamaan itsesi siitä, että ainoa tapa voi tapahtua on, jos nämä kaksi kohdetta lähtevät samaan suuntaan ja samalla nopeudella. Voisimme esimerkiksi ampua kaksi erilaista luotia samasta aseesta, joista jokainen on valmistettu eri materiaalista. Tai voimme ampua luodin ja tykinkuulan samasta avaruuspisteestä, joista jokainen alkaa samalla nopeudella. Osoittautuu, että näissä tapauksissa, ellei muita voimia, kuten ilmavastus, kohdistu ammuttuihin esineisiin, ne seuraavat täsmälleen samoja polkuja ja törmäävät maahan samaan aikaan ja samaan paikkaan. Tämä on täysin sopusoinnussa Einsteinin teorian kanssa - polku, jonka objekti kulkee aika-ajan läpi, ei riipu kohteen massasta tai materiaalista, josta se on valmistettu, riippuu vain alkusuunnasta, johon esine alkaa. .

Joten Einsteinin teoria kertoo meille jossain mielessä, että meidän on todellakin pidettävä tilaa-aikaa avaruuden sijasta perustavanlaatuisena "pelikenttänä", jolla maailmankaikkeuden tapahtumat tapahtuvat. Tämän tosiasian ymmärtäminen on syvällinen oivallus - kaikki ympärillämme olevat kohteet todella esiintyvät "avaruus-ajan" alueella, joka on paljon monimutkaisempi kuin yksinkertainen avaruusalue, jossa ne havaitsemme.

Tämä sivu tarkistettiin viimeksi 1. helmikuuta 2019.

Kirjailijasta

Dave Rothstein

Dave on Cornellin entinen jatko-opiskelija ja tutkijatohtoritutkija, joka käytti infrapuna- ja röntgenkuvauksia sekä teoreettisia tietokonemalleja tutkiakseen galaksissamme esiintyviä mustia aukkoja. Hän teki myös suurimman osan sivuston entisen version kehittämisestä.


Planeettaseminaari: Jupiterin sisällä: mitä Juno-painovoima-anturit opettivat meille kaasujättiä ja # 8217: n sisätiloista pääsihteeristön aikana.

Keskiviikkona 30. kesäkuuta klo 16.00 tohtori Marzia Parisi NASA: n & # 8217s Jet Propulsion Laboratory -laboratoriosta esittelee seminaarin otsikolla: & # 8220Jupiterin sisäpuolella: mitä Juno-painovoima-anturit opettivat meille kaasu jättiläisestä & # 8217: n sisätiloista päämissiossa. # 8221 Seminaariin pääsee Teamsin kautta.

Tiivistelmä: & # 8220Juno-avaruusalus on äskettäin saanut päätökseen päätehtävänsä Jovian-järjestelmässä lähes viiden vuoden kiertämisen Jupiterin ympäri. 33 planeetan lähintä lähestymistapaa (tai perijovesiä) tapahtui niinkin korkeilla kuin 4000 jokaisen 53 päivän välein. Kiertoradan asettamisen jälkeen 4. heinäkuuta 2016 laajat Juno-havainnot ovat tuottaneet erinomaisia ​​löytöjä Jupiterin magnetosfääristä, ilmakehästä ja sisärakenteesta. Tarkemmin sanottuna planeetan painovoimaäänet suoritetaan mittaamalla Doppler-siirto Juno-radiotaajuuskantajilla X- ja Ka-kaistalla. Ne puolestaan ​​muunnetaan painovoimamomenttien mittauksiksi, joita käytetään ilmaisemaan ilmakehän dynamiikkaa ja planeetan syvää tiheysjakaumaa. Tässä seminaarissa kerrotaan painovoima-arvioiden nykytilasta ja annetaan yleiskatsaus siitä, mitä olemme tähän mennessä oppineet Jupiterin syvemmistä kerroksista katsomalla planeetan painovoimakenttää. & # 8221


& # x27Musta neutronitähti & # x27 löytö muuttaa tähtitiedettä

Se on massiivisempi kuin romahtaneet tähdet, tunnetaan nimellä & quotneutron-tähdet & quot; mutta sillä on vähemmän massaa kuin mustilla aukoilla.

Tällaisia ​​& quot; mustia neutronitähtiä & quot; ei ajateltu olevan mahdollisia, ja ne tarkoittavat ideoita neutronitähtien ja mustien aukkojen muodostumisesta.

Löydön teki kansainvälinen joukkue, joka käytti gravitaatioaaltoilmaisimia Yhdysvalloissa ja Italiassa.

Tutkimukseen osallistunut tohtoriopiskelija Charlie Hoy Cardiffin yliopistosta Yhdistyneestä kuningaskunnasta sanoi, että uusi löytö muuttaisi ymmärrystämme.

& quotEmme voi sulkea pois mahdollisuuksia, & quot, hän kertoi BBC Newsille. Emme tiedä mikä se on, ja siksi se on niin jännittävää, koska se todella muuttaa alamme.

Herra Hoy on osa kansainvälistä tiimiä, joka työskentelee Ligo-Virgo-tieteellisessä yhteistyössä.

Kansainvälisellä ryhmällä, jolla on vahva Yhdistyneen kuningaskunnan osallistuminen tiede- ja teknologianeuvoston tukemana, on useita kilometrejä pitkiä lasertunnistimia, jotka pystyvät havaitsemaan maailmankaikkeuden massiivisten esineiden törmäyksestä johtuvat minuuttiväristykset avaruudessa.

Kerättyjä tietoja voidaan käyttää kyseisten esineiden massan määrittämiseen.

Viime elokuussa instrumentit havaitsivat mustan aukon törmäyksen 23 kertaa aurinkomme massaan 2,6 aurinkomassan kanssa.

Tämä tekee kevyemmästä esineestä massiivisemman kuin aikaisemmin havaittu raskain kuolleen tähden tai neutronitähden tyyppi - hieman yli kahden aurinkomassan. Mutta se oli myös kevyempi kuin aikaisemmin havaittu kevyin musta aukko - noin viidestä aurinkomassasta.

Tähtitieteilijät ovat etsineet tällaisia ​​esineitä siitä, mitä he ovat tulleet kutsumaan & quotmass gapiksi.

Kirjoittamalla The Astrophysical Journal Letters -lehdessä tutkimusryhmä uskoo, että kaikista mahdollisuuksista kohde on todennäköisesti vaalea musta aukko, mutta ne eivät sulje pois muita mahdollisuuksia.

  • Gravitaatioaallot ovat ennuste yleisen suhteellisuusteorian teoriasta
  • Kesti vuosikymmeniä kehittää tekniikka niiden havaitsemiseksi suoraan
  • Ne ovat väreitä väkivaltaisten tapahtumien aikaansaamassa aika-ajan kudoksessa
  • Kiihtyvät massat tuottavat aaltoja, jotka etenevät valon nopeudella
  • Havaittavia lähteitä ovat mustien aukkojen ja neutronitähtien yhdistäminen
  • Ligo / Virgo -palolaserit pitkiksi L-muotoisiksi tunneleiksi aallot häiritsevät valoa
  • Aaltojen havaitseminen avaa maailmankaikkeuden täysin uusille tutkimuksille

Kun esine törmäsi suureen mustaan ​​aukkoon, esinettä ei enää ole. Olisi kuitenkin oltava uusia mahdollisuuksia oppia lisää näistä massa-aukkoja tulevista törmäyksistä, myös professori Stephen Fairhurst, myös Cardiffissa.

& quot; Meille on haastetta määrittää, mikä tämä on & quot, hän kertoi BBC Newsille. Onko tämä koskaan kevyin musta aukko vai onko se kaikkien aikojen raskain neutronitähti?

Jos kyseessä on vaalea musta aukko, ei ole vakiintunutta teoriaa siitä, kuinka tällainen esine voisi kehittyä. Mutta professori Fairhurst & # x27s -kollega, prof Fabio Antonioni, on ehdottanut, että kolmen tähden aurinkokunta voisi johtaa vaalean mustien aukkojen muodostumiseen. Hänen ideoitaan kiinnitetään yhä enemmän huomiota uuden löydön jälkeen.

Jos kuitenkin tämä uusi esineiden luokka on raskas neutronitähti, teorioita niiden muodostumisesta saattaa myös olla tarpeen tarkistaa professori Bernard Schutzin mukaan Max Planckin gravitaatiofysiikan instituutista Potsdamissa, Saksassa.

Emme tiedä paljon neutronitähtien ydinfysiikasta. Joten ihmiset, jotka katsovat eksoottisia yhtälöitä, jotka selittävät heidän sisimmässään tapahtuvan, saattavat ajatella, & # x27kas tämä on todiste siitä, että voimme saada paljon painavampia neutronitähtiä & # x27.

Sekä mustien aukkojen että neutronitähtien uskotaan muodostuvan, kun tähdistä loppuu polttoaine ja ne kuolevat. Jos se on erittäin suuri tähti, se romahtaa muodostaen mustan aukon, kohteen, jolla on niin voimakas painovoima, ettei edes valo pääse käsistä.

Jos alkutähti on tietyn massan alapuolella, yksi vaihtoehto on, että se romahtaa tiheäksi palloksi, joka koostuu kokonaan neutroneiksi kutsuttuista hiukkasista, jotka löytyvät atomien sydämestä.

Neutronitähtien muodostama materiaali on niin tiukasti pakattu, että yksi teelusikallinen painaa 10 miljoonaa tonnia.

Neutronitähdellä on myös voimakas painovoima vetämällä se yhteen, mutta neutronien välinen voima, jonka aiheuttaa kvanttimekaaninen vaikutus, joka tunnetaan nimellä degeneraatiopaine, työntää hiukkaset erilleen ja vastustaa painovoimaa.

Nykyiset teoriat viittaavat siihen, että painovoima voittaisi rappeutumispaineen, jos neutronitähti olisi paljon suurempi kuin kaksi aurinkomassaa - ja aiheuttaisi sen romahtamisen mustaksi aukoksi.

Southamptonin yliopiston professori Nils Anderssonin mukaan, jos mysteeriobjekti on raskas neutronitähti, teoreetikkojen on mietittävä uudelleen, mitä näissä kohteissa tapahtuu.

& quot; Ydinfysiikka ei ole tarkka tiede, jossa tiedämme kaiken & quot, hän sanoi.

Emme tiedä, kuinka ydinvoimat toimivat äärimmäisissä olosuhteissa, joita tarvitset neutronitähden sisällä. Joten jokaisella nykyisellä teorialla, joka meillä tällä hetkellä on, mitä sisällä tapahtuu, on epävarmuutta. & Quot

Glasgow'n yliopiston & # x27s Gravitaatiotutkimusinstituutin (IGR) johtaja prof. Sheila Rowan sanoi, että löytö haastaa nykyiset teoreettiset mallit.

& quot; Enemmän kosmisia havaintoja ja tutkimuksia on suoritettava sen selvittämiseksi, onko tämä uusi esine todellakin sellaista, jota ei ole koskaan aikaisemmin havaittu, vai onko se sen sijaan kevyin koskaan havaittu musta aukko.


Painovoima tähden sisällä? - Tähtitiede

Einstein laajensi erityissuhteellisuusteoriansa sisällyttämään painovoiman ja epätasaisen liikkeen. Einstein oli kiinnostunut siitä, että molemmilla tavoilla mitata massa on sama arvo. Newtonin toisessa liikelakissa kohteen massa mitataan näkemällä kuinka paljon se vastustaa liikkeen muutosta (sen inertia). Newtonin painovoimalakissa kohteen massa määritetään mittaamalla kuinka paljon painovoimaa se tuntee. Tosiasia, että nämä kaksi massaa ovat samat, Galileo huomasi, että kaikki asiat putoavat samalla kiihtyvyydellä.

Osa Einsteinin nerosta oli hänen kykynsä tarkastella tavallisia asioita aivan uudesta näkökulmasta ja seurata loogisesti seurauksia hänen uudesta näkökulmastaan ​​saamistaan ​​oivalluksista. Hän ehdotti kokeilua, johon osallistui kaksi hissiä: yksi levossa maan päällä maapallolla ja toinen kaukana avaruudessa kaukana maapallosta, kuusta tai tähdestä ja kiihtyy ylöspäin kiihtyvyydellä, joka on yhtä suuri kuin maan painovoima (9,8 metriä / toinen 2). (Nykyaikaiset lukijat voivat korvata `` rakettilaivan '' Einsteinin hissillä.) Jos pallo pudotetaan hississä levossa maapallolla, se kiihtyy kohti lattiaa kiihtyvyydellä 9,8 metriä / sekunti 2. Kaukana avaruudessa ylöspäin kiihtyvässä hississä vapautettu pallo kiihtyy myös kohti lattiaa nopeudella 9,8 metriä / sekunti 2. Kaksi hissikoketta saavat saman tuloksen!

Einstein käytti tätä muotoilemaan vastaavuusperiaate se olisi yleisen suhteellisuusteollisuuden perusta. Siinä todetaan, että '' ei ole kokeita, joita henkilö voisi suorittaa pienessä tilavuudessa, joka erottaisi painovoimakentän ja vastaavan tasaisen kiihtyvyyden ''. Tämän seurauksena on, että jos hissi putoaa vapaasti kohti maata painovoiman takia, sisätiloissa oleva henkilö tuntee olevansa painoton aivan kuin hissi olisi kaukana planeetasta, kuusta tai tähdestä. Mikään kokeilu ei auttaisi sinua erottamaan painottomuuden kaukana avaruudessa ja vapaan pudotuksen painovoimakentässä.

Oletetaan nyt, että joku `` levossa '' hissisi ulkopuolella avaruudessa, loistaa taskulampun vaakasuoraan hissin yli, jota käytät hissin takaseinää kohti. Jos hissisi on levossa, näet valonsäteen liikkuvan suorassa vaakasuorassa linjassa. Jos hissisi liikkuu tasaisella nopeudella ylöspäin suhteessa ulkona olevaan henkilöön, näet valonsäteen kulkemaan suoralla linjalla kulmassa alaspäin. Ulkona oleva henkilö näkee edelleen säteen liikkuvan vaakasuunnassa. Jos hissi on kiihtyvä ylöspäin, sitten palkki seuraa a kaareva polku alaspäin suhteessa sinuun. Mutta jos valonsäde käyristyy kiihtyvässä hississä, vastaavuusperiaate sanoo, että valonsäteen tulisi myös seurata kaarevaa polkua painovoimakentässä.

Valo kulkee lyhintä tietä kahden aika-ajan pisteen välillä (a geodeettinen). Jos geodeettinen on kaareva, niin valopolku on kaareva. Einstein ehdotti kirjassaan Yleinen suhteellisuusteoria teoria, jonka mukaan painovoimaksi kutsutaan todella kaarevan avaruusajan tulos.

Maa ei kiertää aurinkoa, koska aurinko vetää sitä. Maa seuraa yksinkertaisesti lyhintä polkua nelidimensionaalisessa avaruudessa.

Jos olet koskaan ottanut pitkän lennon, tiedät todennäköisesti jo, että lyhin etäisyys kahden kaupungin välillä ei ole suora viiva. Suorat lennot Yhdysvalloista Eurooppaan lentävät osien Grönlannin yli. Tasaisella kartalla koneen lentoreitti näyttää kaarevalta, mutta maapallolla tämä polku on lyhin! Valo kulkee pitkin a geodeettinen polku kahden aika-ajan pisteen välillä. Kaukana painovoiman lähteistä, lyhin etäisyys on suora viiva kolmiulotteisessa tilassa. Massiivisen kohteen lähellä lyhin etäisyys on kaareva kolmiulotteisessa tilassa. Stephen Hawking antaa mukavan analogian siitä, että mitä näemme, on kuin varjon kaareva liike maahan tasolta, joka lentää suoralla linjalla mäkisellä maastolla.

Einsteinin yleissuhteellisuusteoria on jatkoa tai jatkoa Newtonin painovoimalakille. Einsteinin teoria ei ole täydellinen (mikään tieteellinen teoria ei ole aivan täydellinen), mutta se antaa paremman käsityksen maailmankaikkeudesta. Heikoissa painovoimaolosuhteissa ne antavat olennaisesti samat tulokset tai ennusteet. Newtonin painovoimalaki olettaa, että aika-ajan geometria on tasainen, kun taas Einsteinin yleinen suhteellisuusteoria sallii minkä tahansa geometrian soveltaa avaruuteen. Heikoissa painovoimaolosuhteissa aika-ajan kaarevuus on niin pieni, että Newtonin painovoimalaki toimii hienosti. Koska Newtonin liikkeen ja painovoiman lakien matematiikka on yksinkertaisempaa kuin Einsteinin suhteellisuusteorioissa, tutkijat käyttävät mieluummin Newtonin painovoimalakia hitaasti liikkuvien esineiden vuorovaikutuksen ymmärtämiseen missä tahansa heikossa painovoimakentässä. Kuten luvun alussa mainittiin, tutkijat käyttävät Newtonin liikkeen ja painovoiman lakeja ohjaamaan avaruusaluksia erittäin tarkasti aurinkokunnassamme. Hyvin voimakkaiden painovoimakenttien kohdalla Newtonin painovoimakuvaus ei riitä. Einsteinin yleisen suhteellisuusteorian teoriaa on käytettävä kuvaamaan gravitaatiovaikutuksia.


Tähtien kehitys

Tähtien elinkaari seuraa mallia, joka perustuu lähinnä niiden alkuperäiseen massaan. Näitä ovat keskimassatähdet, kuten aurinko, puoli-kahdeksankertainen auringon massa, suuren massan tähdet, jotka ovat yli kahdeksan aurinkomassaa, ja pienimassaiset tähdet, joiden koko on kymmenes-puolet aurinkomassasta. Mitä suurempi tähden massa, sitä lyhyempi sen elinikä on yleensä. Kohteilla, jotka ovat pienempiä kuin kymmenesosa aurinkomassasta, ei ole riittävästi painovoimaa sytyttää ydinfuusio - jotkut saattavat tulla epäonnistuneiksi tähdiksi, joita kutsutaan ruskeiksi kääpiöiksi.

Välimassan tähti alkaa pilvellä, jonka hajoaminen prototähdeksi kestää noin 100 000 vuotta ja jonka pintalämpötila on noin 6750 F (3725 C). Kun vetyfuusio alkaa, tuloksena on T-Tauri-tähti, vaihteleva tähti, joka vaihtelee kirkkaudessa. Tämä tähti romahtaa edelleen noin 10 miljoonaa vuotta, kunnes ydinfuusion tuottaman energian aiheuttama laajeneminen tasapainottuu sen painovoiman supistumisella, minkä jälkeen siitä tulee pääjärjestyksessä tähti, joka saa kaiken energiansa vedyn fuusiosta ytimessään.

Mitä suurempi on tällaisen tähden massa, sitä nopeammin se käyttää vetypolttoainettaan ja sitä lyhyempi se pysyy pääjaksossa. Sen jälkeen kun kaikki ytimessä oleva vety on sulautunut heliumiin, tähti muuttuu nopeasti - ilman ydinsäteilyä sen vastustamiseksi painovoima murskaa aineen välittömästi alas tähden ytimeen ja lämmittää tähden nopeasti. Tämän seurauksena tähtien ulkokerrokset laajenevat valtavasti ja jäähtyvät ja hehkuvat punaisena samalla kun tekevät tähdestä punaisen jättiläisen. Helium alkaa sulautua ytimeen, ja kun helium on kadonnut, ydin supistuu ja kuumenee, laajentaen tähtiä vielä kerran, mutta tekee siitä sinisemmän ja kirkkaamman kuin ennen, puhaltaen sen uloimmat kerrokset. Kun laajenevat kaasukuoret haalistuvat, jäljelle jäänyt ydin jää jäljelle, valkoinen kääpiö, joka koostuu pääosin hiilestä ja hapesta ja jonka alkulämpötila on noin 180 000 F (100 000 C). Koska valkoisilla kääpiöillä ei ole enää polttoainetta fuusiolle, he kasvavat viileämmäksi ja viileämmäksi miljardien vuosien ajan, jotta niistä tulee mustia kääpiöitä liian heikkoja havaitsemiseksi. (Aurinkomme pitäisi lähteä pääjaksosta noin 5 miljardin vuoden kuluttua.)

Suuren massan tähti muodostuu ja kuolee nopeasti. Nämä tähdet muodostuvat prototähdistä vain 10000 - 100000 vuodessa. Pääsekvenssissä ne ovat kuumia ja sinisiä, noin 1 000 - 1 miljoonaa kertaa yhtä valoisia kuin aurinko ja noin 10 kertaa leveämpiä. Poistuessaan pääjärjestyksestä heistä tulee kirkkaanpunainen superjätti ja lopulta kuumenevat tarpeeksi sulamaan hiili raskaampiin elementteihin. Noin 10000 vuoden tällaisen fuusion jälkeen tuloksena on noin 3800 mailin (6000 km) rautaydin, ja koska mikä tahansa uusi fuusio kuluttaa energiaa sen vapauttamisen sijasta, tähti on tuomittu, koska sen ydinsäteily ei voi enää vastustaa painovoima.

Kun tähti saavuttaa yli 1,4 aurinkomassan massan, NASA: n mukaan elektronien paine ei voi tukea ydintä romahtamista vastaan. Tuloksena on supernova. Painovoima aiheuttaa ytimen romahtamisen, jolloin ytimen lämpötila nousee lähes 18 miljardiin F (10 miljardiin C) asteeseen, hajoten raudan neutroneiksi ja neutriineiksi. Noin yhden sekunnin kuluessa ydin kutistuu noin kuuden mailin (10 km) leveäksi ja palautuu samalla tavalla kuin puristettu kumipallo, joka lähettää tähden läpi iskuaallon, joka aiheuttaa fuusion esiintymisen syrjäisimmissä kerroksissa. Tähti räjähtää sitten ns. Tyypin II supernovassa. Jos jäljellä oleva tähtiydin oli alle karkeasti kolme aurinkomassaa, siitä tulee neutronitähti, joka koostuu lähes kokonaan neutronista, ja pyörivät neutronitähdet, jotka säteilevät havaittavia radiopulsseja, kutsutaan pulsareiksi. Jos tähtiydin oli suurempi kuin noin kolme aurinkomassaa, mikään tunnettu voima ei voi tukea sitä omaa painovoimaa vastaan ​​ja se romahtaa muodostaen mustan aukon.

Pienimassainen tähti käyttää vetypolttoainetta niin hitaasti, että ne voivat loistaa pääjaksosähteinä 100 miljardista biljoonaan miljardiin vuoteen - koska maailmankaikkeus on vain noin 13,7 miljardia vuotta vanha, NASA: n mukaan tämä tarkoittaa, ettei yksikään matalan massan tähti ole koskaan kuollut. Tähtitieteilijät laskevat kuitenkin, että nämä tähdet, jotka tunnetaan punaisina kääpiöinä, eivät koskaan sulaa mitään muuta kuin vetyä, mikä tarkoittaa, että heistä ei koskaan tule punaisia ​​jättiläisiä. Sen sijaan heidän pitäisi lopulta vain jäähtyä tullakseen valkoisiksi kääpiöiksi ja sitten mustiksi kääpiöiksi.


Painovoima tähden sisällä? - Tähtitiede


Tähtijoukko, jota kutsutaan Pleiadeiksi.
Lähde: NASA.

Tähdet ovat jättimäisiä superkaasupalloja, jotka koostuvat pääosin vedystä ja heliumista. Tähdet kuumenevat niin polttamalla vetyä heliumiksi prosessissa, jota kutsutaan ydinfuusioksi. Tämä tekee niistä niin kuumia ja kirkkaita. Aurinkomme on tähti.

  • Syntymä - Tähdet alkavat jättiläisissä pölypilvissä, joita kutsutaan sumuiksi. Painovoima pakottaa pölyn kimppuun. Kun yhä enemmän pölyä rypistyy, painovoima vahvistuu ja se alkaa kuumentua ja siitä tulee prototähti. Kun keskus lämpenee tarpeeksi, ydinfuusio alkaa ja nuori tähti syntyy.
  • Pääsekvenssitähti - Kun tähti, se polttaa energiaa ja hehkuu miljardeja vuosia. Tämä on tähden tila suurimman osan elämästään ja sitä kutsutaan "pääjaksoksi". Tänä aikana tasapaino saavutetaan painovoiman haluttaessa kutistua tähti ja lämpö, ​​joka haluaa tehdä siitä suuremman. Tähti pysyy tällä tavalla, kunnes vety loppuu.
  • Punainen jättiläinen - Kun vety loppuu, tähden ulkopuoli laajenee ja siitä tulee punainen jättiläinen.
  • Romahdus - Lopulta tähtiydin alkaa tehdä rautaa. Tämä aiheuttaa tähden romahtamisen. Se, mitä tähdelle tapahtuu seuraavaksi, riippuu siitä, kuinka paljon massaa sillä oli (kuinka suuri se oli). Keskimääräisestä tähdestä tulee valkoinen kääpiötähti. Suuremmat tähdet aiheuttavat valtavan ydinräjähdyksen, jota kutsutaan supernovaksi. Supernovan jälkeen siitä voi tulla musta aukko tai neutronitähti.


Hevosenpääsumu.
Tähdet muodostuvat massiivisista pölypilvistä, joita kutsutaan sumuiksi.
Kirjoittaja: ESA / Hubble [CC 4.0 creativecommons.org/licenses/by/4.0]

Tähtiä on monia erilaisia. Tähdet, jotka ovat pääjärjestyksessään (normaalit tähdet), luokitellaan niiden värin mukaan. Pienimmät tähdet ovat punaisia ​​eivätkä anna paljon hehkua. Keskikokoiset tähdet ovat keltaisia, kuten aurinko. Suurimmat tähdet ovat sinisiä ja erittäin kirkkaita. Mitä suurempi on pääjaksotähti, sitä kuumemmat ja kirkkaammat ne ovat.

Kääpiöt - Pienempiä tähtiä kutsutaan kääpiötähdiksi. Punainen ja keltainen tähtiä kutsutaan yleensä kääpiöiksi. Ruskea kääpiö on sellainen, joka ei ole koskaan saanut tarpeeksi suurta ydinfuusion tapahtumiseksi. Valkoinen kääpiö on punaisen jättiläistähden romahtamisen jäänteitä.

Jättiläiset - Jättitähdet voivat olla pääjärjestys tähtiä kuten sininen jättiläinen tai tähtiä, jotka laajenevat kuin punaiset jättiläiset. 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 MAurinko, this core is likely made mainly of iron. (For stars with initial masses in the range 8 to 10 MAurinko, 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 MAurinko. 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 musta aukko (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.