Astronomie

Schwerkraft in einem Stern?

Schwerkraft in einem Stern?

Vor kurzem habe ich diese Frage beantwortet und brauche eine Klärung bezüglich der Schwerkraft im Umkreis eines Sterns. Ich dachte, wenn sich etwas in einem Stern befindet (ohne den Widerstand zu beachten), erfährt es weniger Schwerkraft, da sich, je tiefer es hineingeht, mehr und mehr Masse außerhalb (in der Aufwärtsrichtung) der verbleibenden Entfernung befindet, bevor es das Zentrum erreicht. Stimmt das und gibt es eine Formel, die bestimmte Parameter benötigt, um sie zu berechnen?


Betrachtet man eine radialsymmetrische Massenverteilung, wird die Schwerkraft in der Entfernung $R$ vom Zentrum wird durch die Masse innerhalb der Kugel mit Radius . verursacht $R$, also die Masse $$M(R) = int_0^R varrho(r) 4 pi r^2 dr$$ In einem radialsymmetrischen Fall kann man zeigen, dass der Beitrag aller Massen außerhalb $R$ stornieren sich gegenseitig.

Somit ist die erfahrene Gravitationsbeschleunigung bei Radius $R$ ist $$g(R) = frac{G}{R^2}int_0^R varrho(r) 4pi r^2 dr$$

Der interessante Teil hier ist, die radiale Dichtevariation zu kennen $varrho(r)$ in Ihrem Körper, also in diesem Fall die Sonne. Dies hängt von der Zustandsgleichung der Materie ab – die wiederum eine der am wenigsten bekannten Gleichungen ist. Um dies abzuleiten, ist eine komplizierte Modellierung der Sonne erforderlich. Es gibt mindestens zwei nette Antworten, die die radiale Dichtevariation angeben. In der ersten Antwort gibt es einen Link zu Daten für das Standard-Sonnenmodell für Radius, Dichte, eingeschlossene Masse usw.

BEARBEITEN, um eine Möglichkeit zum Adressieren des Dichteprofils hinzuzufügen:

Man kann versuchen, die Dichte in den Griff zu bekommen, indem man ein polytropes Modell für den Stern annimmt, so dass die Beziehung zwischen Druck $p$ und Dichte $varrho$ liest sich wie $$ p = K varrho^frac{n+1}{n}$$

Mit einer Konstante $k$ und der Polytrop-Index $n$. Dies ist ein Ergebnis der Lösungen der Lane-Emden-Gleichung $$frac{1}{xi^2} frac{mathrm{d}}{mathrm{d}xi} left(xi^2frac{mathrm{d} heta}{ mathrm{d}xi} ight) + heta^n = 0$$Dies ist eine dimensionslose Form der Poisson-Gleichung für ein radial-symmetrisches selbstgravitierendes polytropes Fluid, wo die Dichte einer Funktion der Form folgt $varrho = varrho_c heta^n$ mit zentraler Dichte $varrho_c$. Diese Gleichung lässt sich exakt für den Polytropindex 0 (isobares Polytrop), 1 (isothermes Polytrop) und 5 (eingeschränkte Anwendung, da unendlicher Sternradius) lösen und kann analytisch über konvergente Reihen adressiert und auch numerisch für ein breites Reihe von Fällen.

Es wird jedoch angenommen, dass ein Hauptreihenstar in der Nähe ist $n=3$ für die Strahlungszone. Vollkonvektive Sterne folgen eher einem adiabatischen Gradienten, wobei n = 5/3 das Verhältnis der Wärmekapazität bei konstantem Druck und der Wärmekapazität bei konstantem Volumen für ein ideales monoatomares Gas ist. Für diese Fälle müssen Sie jedoch die Gleichung numerisch integrieren.

(Reinhard Meinel hält ausgezeichnete Vorlesungen über relativistische Astrophysik - und ich verwende immer noch meine Notizen von damals als Referenz - aber mir ist leider keine veröffentlichte Form der Notizen zu diesem speziellen Thema bekannt ... vielleicht diese)


Ja. Soweit dies möglich ist (vielleicht im Stil des Romans „Der Splitter im Auge Gottes“) und einen Stern mit kugelsymmetrischer Massenverteilung angenommen:

Die Gravitation im Inneren eines Sterns verhält sich so, als ob all das Zeug in der Hülle der Materie weiter vom Zentrum des Sterns entfernt wäre als du überhaupt nicht da wäre. Sie fühlen sich nur von dem Zeug „unter Ihnen“ angezogen (der innere Massenbereich, der näher am Zentrum des Sterns liegt als Ihr Schiff). Dieses Ergebnis wird typischerweise über Gauß-Flächen nachgewiesen.

Um ein mentales Bild zu malen: Auf einer idealisierten Erde spüren Sie überall auf dem Planeten die exakte Schwerelosigkeit der Atmosphäre, und die gesamte Schwerkraft kommt vom Boden unter Ihren Füßen.

Die Formel ist also dieselbe Newtonsche Gravitationsformel und Sie müssen nur die Massendichtefunktion des Sterns kennen (die aufgrund der Annahme der Kugelsymmetrie nur von der Entfernung zum Sternzentrum abhängen muss). Sie integrieren diese Dichtefunktion von 0 bis zur Entfernung Ihres Schiffes vom Zentrum des Sterns, damit Sie wissen, was $M_1$ in Newtons Gravitationsgleichung einzufügen.

Beachten Sie, dass die Kugelsymmetrie für dieses Ergebnis entscheidend ist. Wenn die Massendichte des Sterns nicht kugelsymmetrisch ist, gilt das Argument der Gaußschen Oberfläche nicht und Sie müssen die Gravitationsgleichung für den gesamten Stern (unter und über Ihnen) integrieren, um dies herauszufinden.

(Wir gehen natürlich auch davon aus, dass der Stern nicht so dicht und nahe ist, dass die Allgemeine Relativitätstheorie an Bedeutung gewinnt)


Nur zum Spaß zeichne ich die in der Antwort von @planetmaker zitierten Daten und verwende die dortige Gleichung, um die Schwerkraft darzustellen.

Wir wenden den Newtonschen Schalensatz auf ihre Gleichung an:

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

wo $m(R)$ ist die Masse, die von einer Kugel mit Radius . eingeschlossen ist $R$.

Ich habe mit diesem Skript gezeichnet.

Es druckt aus31.1 Standardschwerkraft der Erde an der Oberflächewas in der Nähe von Wikipedias 28 Erdgravitationen liegt. Ich habe keine Interpolation oder numerische Integration oder sogar die Simpson-Regel verwendet, daher ist ein Fehler von 10 % nicht überraschend.

import numpy as np import matplotlib.pyplot as plt G = 6.67430E-11 # m^3/kg/s^2 data = [[float(x) for x in line.split()[:2]] for line in table.splitlines()] m, r = np.array(data).T r_solar, m_solar = 696342000., 1.9885E+30 # Meter, Kilogramm r_real, m_real = r * r_solar, m * m_solar g = G * m_real[ 1:] / r_real[1:]**2 print(g[-1]/9.815, 'Standard-Erdgravitationen an der Oberfläche') plt.figure() plt.subplot(2, 1, 1) plt.plot(r , m) plt.xlabel('r/r_solar') plt.ylabel('enclosed mass/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()

Verwenden Sie den kopierten Text der Tabelle von hier alsTabelle.


Für ein Atom der Masse $m$ in der Sonne einen konstanten Radius haben $R$, die Zentrifugalkraft aufgrund einer nichtradialen thermischen Geschwindigkeitskomponente $v$ muss gleich der Gravitationskraft sein, d.h.

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

Unter der Annahme eines isothermen Gases ($v=konst.$), erfordert dies offensichtlich eine radiale Dichteverteilung $$varrho(r)proptofrac{1}{r^2}$$

Dies geht von einer kollisionsfreien Gaskugel aus (ungestörte Umlaufbahnen der Atome) und ist daher möglicherweise kein besonders realistisches Modell für einen Stern, aber interessant ist, dass dies zu der gleichen radialen Dichteverteilung führt $1/r^2$als Bedingung des hydrostatischen Druckgleichgewichts für eine isotherme ideale Gaskugel

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

Die Gravitationskraft ist in diesem Fall $propto 1/R$.

Beliebige Temperaturabhängigkeit von $R$ würde das Ergebnis natürlich ändern.


Schwerkraft im Inneren eines Sterns? - Astronomie

Wenn die Schwerkraft eher als Krümmung des Weltraums als als Anziehungskraft definiert werden kann, warum schießt dann nicht eine Kugel aus einer Waffe, sagen wir senkrecht zur Erdkruste, und eine von mir geworfene Kugel auf derselben Flugbahn (aber offensichtlich mit einer viel langsamere Geschwindigkeit) der gleichen Kurve folgen? Wenn die Schwerkraft tatsächlich ein gekrümmter Raum ist und fallende Objekte einfach den natürlichen Kurven des Raums folgen, warum hat dann jedes Objekt seine eigene Kurve?

Dies ist eine großartige Frage, die zum Kern dessen führt, warum Einstein sagte, die Schwerkraft sei die Krümmung von Freizeit, nicht nur die Krümmung des Raumes.

Betrachten Sie das Diagramm unten, das die Situation zeigt, die Sie in Ihrer Frage beschreiben. Der Ball und die Kugel beginnen beide entlang derselben Bahn im Raum (d. h. sie bewegen sich beide horizontal vom Kopf der Person weg). Wie wir wissen, gehen ihre Wege jedoch schnell auseinander – die Kugel wird viel weiter fliegen, bevor sie den Boden berührt, als die Kugel.

Dies mag auf den ersten Blick nicht seltsam erscheinen, aber unter Einsteins Neukonzeption der Schwerkraft ist es ein großes Problem! Einsteins Idee (weiter auf unserer Relativitätsseite diskutiert) war, dass es keine "Schwerkraft" gibt, die Dinge zur Erde zieht, sondern die gekrümmten Bahnen, die fallende Objekte zu nehmen scheinen, sind eine Illusion, die durch unsere Unfähigkeit verursacht wird, nehmen die zugrunde liegende Krümmung des Raumes wahr, in dem wir leben. Die Objekte selbst bewegen sich nur in geraden Linien.

Wenn dies jedoch der Fall ist, sollten die Kugel und die Kugel, die auf demselben Weg beginnen, logischerweise auf demselben Weg fortfahren. Immerhin, wenn Sie sich vorstellen, auf einer gekrümmten Oberfläche wie der Erde zu laufen, wenn Sie in einer geraden Linie in Richtung Osten gehen und Ihr Freund an derselben Stelle startet Laufen in einer geraden linie nach osten folgt ihr beide exakt dem gleichen weg! Es spielt keine Rolle, wie schnell Sie fahren, Sie werden beide (eventuell) denselben Ort erreichen. Warum landen also nicht auch Ball und Kugel an der gleichen Stelle?

Die einzige Möglichkeit, dieses Problem in Einsteins Theorie zu umgehen, besteht darin, zu sagen, dass nicht nur "Raum" gekrümmt ist, sondern "Raum-Zeit". Um dies zu verstehen, ist es hilfreich, sich die folgende Abbildung anzusehen. Diese Abbildung zeigt die gleiche Kugel und Kugel wie oben, nur sind sie jetzt zusammen in einem Diagramm von Raum UND Zeit ("Raum-Zeit") aufgetragen.

Die horizontale Achse ist dieselbe wie vor der Entfernung in der linken und rechten Richtung. Die vertikale Achse stellt jedoch nicht mehr wie zuvor die Entfernung in Auf- und Ab-Richtung dar, sondern die vertikale Achse stellt die Zeit dar, oder genauer gesagt, wie viel Zeit seit dem Abwurf von Ball und Kugel vergangen ist. Während das erste Diagramm ein Bild von etwas war, das Sie sich mit Ihren Augen vorstellen können (und deshalb habe ich eine Person in das Bild aufgenommen), ist das zweite Diagramm etwas, das Sie sich nur in Ihrem Kopf vorstellen können. Das Diagramm sagt uns jedoch, dass sich das Geschoss zu jedem Zeitpunkt durch mehr Raum bewegt hat als der Ball, was sinnvoll ist, da sich das Geschoss mit einer höheren Geschwindigkeit bewegt.

Die obigen Diagramme zeigen, dass, obwohl die Kugel und die Kugel in der gleichen Raumrichtung beginnen, sie tatsächlich entlang beginnen anders Richtungen in der Raumzeit. Wenn wir uns also einig sind, dass die Raumzeit und nicht der Raum der richtige Schauplatz ist, um die Frage zu betrachten, dann können wir verstehen, warum Kugel und Kugel am Ende ihrer Reise nicht an derselben Stelle landen. So wie es nicht verwunderlich ist, dass, wenn Sie nach Osten gehen und Ihr Freund nach Nordosten beginnt, Sie an verschiedenen Orten landen, ist es auch nicht verwunderlich, dass der Ball und die Kugel an verschiedenen Orten landen, da sie angefangen haben in verschiedene Richtungen!

Betrachten wir außerdem, was passiert, wenn zwei Objekte entlang der gleich Weg in der Raumzeit. Sie sollten sich selbst davon überzeugen können, dass dies nur passieren kann, wenn die beiden Objekte in die gleiche Richtung starten und bei gleicher Geschwindigkeit. Zum Beispiel könnten wir zwei verschiedene Kugeln aus derselben Waffe abfeuern, wobei jede Kugel aus einem anderen Material besteht. Oder wir könnten eine Kugel und eine Kanonenkugel vom gleichen Punkt im Raum abfeuern, wobei jede mit der gleichen Geschwindigkeit startet. Es stellt sich heraus, dass in diesen Fällen, wenn keine anderen Kräfte wie der Luftwiderstand auf die abgefeuerten Objekte einwirken, diese genau denselben Pfaden folgen und genau zur selben Zeit und an derselben Stelle den Boden treffen. Dies stimmt vollständig mit Einsteins Theorie überein – der Weg, den ein Objekt durch die Raumzeit nimmt, hängt nicht von der Masse des Objekts oder dem Material ab, aus dem es besteht, sondern hängt nur von der Anfangsrichtung des Objekts ab .

In gewissem Sinne sagt uns Einsteins Theorie daher, dass wir wirklich die Raumzeit und nicht den Raum als das grundlegende "Spielfeld" betrachten müssen, auf dem die Ereignisse des Universums stattfinden. Es ist eine tiefgreifende Erkenntnis, diese Tatsache zu verstehen – alle Objekte um uns herum existieren tatsächlich in einem Bereich der "Raumzeit", der viel komplexer ist als der einfache Bereich des Raums, in dem wir sie wahrnehmen.

Diese Seite wurde zuletzt am 1. Februar 2019 überprüft.

Über den Autor

Dave Rothstein

Dave ist ein ehemaliger Doktorand und Postdoktorand bei Cornell, der Infrarot- und Röntgenbeobachtungen und theoretische Computermodelle verwendet hat, um die Akkretion Schwarzer Löcher in unserer Galaxie zu untersuchen. Er hat auch den größten Teil der Entwicklung für die frühere Version der Site übernommen.


PlanetarySeminar: Inside Jupiter: Was uns die Juno-Schwerkraftsondierungen über das Innere des Gasriesen während der Prime Mission gelehrt haben.

Am Mittwoch, den 30. Juni um 16:00 Uhr hält Dr. Marzia Parisi vom Jet Propulsion Laboratory der NASA ein Seminar mit dem Titel: “Inside Jupiter: was uns die Juno-Schwerkraftsondierungen über das Innere des Gasriesen während der Prime Mission gelehrt haben.& #8221 Das Seminar wird über Teams zugänglich sein.

Zusammenfassung: “Die Raumsonde Juno hat vor kurzem ihre Hauptmission im Jupiter-System abgeschlossen, nachdem sie den Jupiter fast 5 Jahre lang umkreiste. Die 33 nächsten Annäherungen an den Planeten (oder Perijoves) traten alle 53 Tage in Höhen von nur 4.000 auf. Seit dem Einsetzen der Umlaufbahn am 4. Juli 2016 haben die umfangreichen Juno-Beobachtungen herausragende Entdeckungen zur Magnetosphäre, Atmosphäre und inneren Struktur des Jupiter gemacht. Insbesondere wird die Schwerkraftsondierung des Planeten durchgeführt, indem die Doppler-Verschiebung auf den Juno-Hochfrequenzträgern im X- und Ka-Band gemessen wird. Diese werden wiederum in Messungen der Gravitationsmomente umgewandelt, die verwendet werden, um die atmosphärische Dynamik und die tiefe Dichteverteilung innerhalb des Planeten zu untersuchen. Dieses Seminar wird über den aktuellen Stand der Schwerkraftschätzungen berichten und einen Überblick darüber geben, was wir bisher über die tieferen Schichten des Jupiter gelernt haben, indem wir das Schwerefeld des Planeten betrachten.”


'Schwarzer Neutronenstern'-Entdeckung verändert die Astronomie

Er ist massereicher als kollabierte Sterne, bekannt als "Neutronensterne", hat aber weniger Masse als Schwarze Löcher.

Solche "schwarzen Neutronensterne" wurden nicht für möglich gehalten und werden dazu führen, dass Ideen für die Entstehung von Neutronensternen und Schwarzen Löchern überdacht werden müssen.

Die Entdeckung wurde von einem internationalen Team mit Gravitationswellendetektoren in den USA und Italien gemacht.

Charlie Hoy, ein Doktorand der Cardiff University, Großbritannien, der an der Studie beteiligt war, sagte, die neue Entdeckung würde unser Verständnis verändern.

"Wir können keine Möglichkeiten ausschließen", sagte er gegenüber BBC News. "Wir wissen nicht, was es ist und deshalb ist es so spannend, weil es unser Feld wirklich verändert."

Herr Hoy ist Teil eines internationalen Teams, das für die Ligo-Virgo Scientific Collaboration arbeitet.

Die internationale Gruppe, die eine starke britische Beteiligung hat und vom Science and Technology Facilities Council unterstützt wird, verfügt über mehrere Kilometer lange Laserdetektoren, die in der Lage sind, winzige Wellen in der Raumzeit zu erkennen, die durch die Kollision massiver Objekte im Universum verursacht werden.

Die gesammelten Daten können verwendet werden, um die Masse der beteiligten Objekte zu bestimmen.

Im vergangenen August entdeckten die Instrumente die Kollision eines Schwarzen Lochs mit der 23-fachen Masse unserer Sonne mit einem Objekt von 2,6 Sonnenmassen.

Das macht das leichtere Objekt massereicher als die schwerste Art von toten Sternen oder Neutronensternen, die zuvor beobachtet wurden - mit etwas mehr als zwei Sonnenmassen. Aber es war auch leichter als das leichteste bisher beobachtete Schwarze Loch – mit etwa fünf Sonnenmassen.

Astronomen haben nach solchen Objekten in der sogenannten "Massenlücke" gesucht.

In der Zeitschrift The Astrophysical Journal Letters glaubt das Forscherteam, dass das Objekt von allen Möglichkeiten am wahrscheinlichsten ein leichtes Schwarzes Loch ist, aber sie schließen keine anderen Möglichkeiten aus.

  • Gravitationswellen sind eine Vorhersage der Allgemeinen Relativitätstheorie
  • Es hat Jahrzehnte gedauert, die Technologie zu entwickeln, um sie direkt zu erkennen
  • Sie sind Kräuselungen im Gefüge der Raumzeit, die durch gewaltsame Ereignisse erzeugt werden
  • Beschleunigende Massen erzeugen Wellen, die sich mit Lichtgeschwindigkeit ausbreiten
  • Zu den nachweisbaren Quellen gehören verschmelzende Schwarze Löcher und Neutronensterne
  • Ligo/Virgo feuern Laser in lange, L-förmige Tunnel, die Wellen stören das Licht
  • Der Nachweis der Wellen eröffnet dem Universum völlig neue Untersuchungen

Nach der Kollision mit dem großen Schwarzen Loch existiert das Objekt nicht mehr. Es sollte jedoch weitere Möglichkeiten geben, aus zukünftigen Kollisionen mehr über diese Massenlückenobjekte zu erfahren, so Prof. Stephen Fairhurst, ebenfalls in Cardiff.

"Es ist eine Herausforderung für uns, herauszufinden, was das ist", sagte er gegenüber BBC News. „Ist dies das leichteste Schwarze Loch aller Zeiten oder ist es der schwerste Neutronenstern aller Zeiten?“

Wenn es sich um ein leichtes Schwarzes Loch handelt, gibt es keine etablierte Theorie, wie sich ein solches Objekt entwickeln könnte. Aber der Kollege von Prof. Fairhurst, Prof. Fabio Antonioni, hat vorgeschlagen, dass ein Sonnensystem mit drei Sternen zur Bildung leichter Schwarzer Löcher führen könnte. Seine Ideen finden nach der Neuentdeckung verstärkte Beachtung.

Wenn es sich bei dieser neuen Objektklasse jedoch um einen schweren Neutronenstern handelt, müssen möglicherweise auch die Theorien zu ihrer Entstehung überarbeitet werden, so Prof. Bernard Schutz vom Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik in Potsdam.

„Wir wissen nicht viel über die Kernphysik von Neutronensternen. Leute, die sich exotische Gleichungen ansehen, die erklären, was in ihnen vorgeht, denken vielleicht: 'Vielleicht ist dies ein Beweis dafür, dass wir viel schwerere Neutronensterne bekommen können'."

Es wird angenommen, dass sich sowohl Schwarze Löcher als auch Neutronensterne bilden, wenn den Sternen der Brennstoff ausgeht und sie sterben. Wenn es ein sehr großer Stern ist, kollabiert er zu einem Schwarzen Loch, einem Objekt mit einer so starken Gravitationskraft, dass ihm nicht einmal Licht entkommen kann.

Wenn der Startstern eine bestimmte Masse unterschreitet, besteht eine Möglichkeit darin, zu einer dichten Kugel zu kollabieren, die ausschließlich aus Teilchen namens Neutronen besteht, die sich im Herzen von Atomen befinden.

Das Material, aus dem Neutronensterne bestehen, ist so dicht gepackt, dass ein Teelöffel 10 Millionen Tonnen wiegen würde.

Ein Neutronenstern hat auch eine starke Schwerkraft, die ihn zusammenzieht, aber eine Kraft zwischen den Neutronen, die durch einen quantenmechanischen Effekt namens Entartungsdruck verursacht wird, drückt die Teilchen auseinander und wirkt der Schwerkraft entgegen.

Aktuelle Theorien gehen davon aus, dass die Gravitationskraft den Entartungsdruck überwinden würde, wenn der Neutronenstern viel größer als zwei Sonnenmassen wäre – und ihn zu einem Schwarzen Loch kollabieren würde.

Laut Prof. Nils Andersson von der Southampton University müssen die Theoretiker, wenn das mysteriöse Objekt ein schwerer Neutronenstern ist, überdenken, was in diesen Objekten vor sich geht.

"Die Kernphysik ist keine präzise Wissenschaft, bei der wir alles wissen", sagte er.

„Wir wissen nicht, wie Kernkräfte unter den extremen Bedingungen funktionieren, die man in einem Neutronenstern braucht. Jede einzelne aktuelle Theorie, die wir derzeit darüber haben, was in einem vorgeht, hat also eine gewisse Unsicherheit."

Prof. Sheila Rowan, Direktorin des Institute for Gravitational Research (IGR) der University of Glasgow, sagte, die Entdeckung stelle aktuelle theoretische Modelle in Frage.

"Weitere kosmische Beobachtungen und Forschungen müssen durchgeführt werden, um festzustellen, ob dieses neue Objekt tatsächlich etwas ist, das noch nie zuvor beobachtet wurde, oder ob es stattdessen das leichteste jemals entdeckte Schwarze Loch ist."


Schwerkraft im Inneren eines Sterns? - Astronomie

Einstein erweiterte seine Spezielle Relativitätstheorie um Gravitation und ungleichmäßige Bewegung. Einstein war fasziniert von der Tatsache, dass die beiden Arten der Massenmessung denselben Wert haben. In Newtons zweitem Bewegungsgesetz wird die Masse eines Objekts gemessen, indem man sieht, wie sehr es einer Bewegungsänderung widersteht (seine Trägheit). Im Newtonschen Gravitationsgesetz wird die Masse eines Objekts bestimmt, indem gemessen wird, wie viel Schwerkraft es fühlt. Die Tatsache, dass die beiden Massen gleich sind, ist der Grund, warum Galileo herausgefunden hat, dass alle Dinge mit der gleichen Beschleunigung fallen.

Teil von Einsteins Genie war seine Fähigkeit, gewöhnliche Dinge aus einer ganz neuen Perspektive zu betrachten und die Konsequenz der Erkenntnisse, die er aus seiner neuen Perspektive gewonnen hat, logisch zu verfolgen. Er schlug ein Experiment mit zwei Aufzügen vor: einen ruhend auf dem Boden der Erde und einen anderen weit draußen im Weltraum, entfernt von jedem Planeten, Mond oder Stern, der mit einer Beschleunigung, die der Erdanziehungskraft entspricht (9,8 Meter/ zweite 2). (Moderne Leser können Einsteins Aufzug durch ``Raketenschiff'' ersetzen.) Wenn eine Kugel im ruhenden Aufzug auf der Erde abgeworfen wird, beschleunigt sie mit einer Beschleunigung von 9,8 Metern/Sekunde 2 zum Boden. Ein Ball, der weit draußen im aufwärts beschleunigenden Aufzug losgelassen wird, beschleunigt ebenfalls mit 9,8 Metern/Sekunde 2 in Richtung Boden. Die beiden Aufzugsexperimente liefern das gleiche Ergebnis!

Einstein benutzte dies, um die Äquivalenzprinzip das wäre die Grundlage der Allgemeinen Relativitätstheorie. Darin heißt es: „Es gibt kein Experiment, das eine Person in einem kleinen Raumvolumen durchführen könnte, das zwischen einem Gravitationsfeld und einer äquivalenten gleichmäßigen Beschleunigung unterscheiden würde“. Eine Folge davon ist, dass, wenn ein Aufzug aufgrund der Schwerkraft frei auf den Boden fällt, sich ein Insasse im Inneren schwerelos fühlt, als ob der Aufzug weit weg von einem Planeten, Mond oder Stern wäre. Kein Experiment würde Ihnen helfen, zwischen der Schwerelosigkeit weit draußen im Weltraum und dem freien Fall in einem Gravitationsfeld zu unterscheiden.

Angenommen, jemand, der außerhalb Ihres Aufzugs ruht, weit draußen im Weltraum, wirft eine Taschenlampe horizontal über den Aufzug, in dem Sie sich befinden, in Richtung der gegenüberliegenden Wand des Aufzugs. Wenn Ihr Aufzug ruht, sehen Sie, wie sich der Lichtstrahl in einer geraden horizontalen Linie bewegt. Bewegt sich Ihr Aufzug relativ zur Person draußen mit konstanter Geschwindigkeit nach oben, sehen Sie, wie sich der Lichtstrahl geradlinig und abgewinkelt nach unten bewegt. Die Person draußen sieht immer noch, dass der Strahl sich in horizontaler Richtung ausbreitet. Wenn der Aufzug ist beschleunigend nach oben, dann folgt der Strahl a gebogen Weg nach unten relativ zu dir. Krümmt sich aber der Lichtstrahl im Beschleunigungsaufzug, so besagt das Äquivalenzprinzip, dass der Lichtstrahl auch in einem Gravitationsfeld einer gekrümmten Bahn folgen soll.

Licht bewegt sich auf dem kürzesten Weg zwischen zwei Punkten in der Raumzeit (a geodätisch). Wenn die Geodäte gekrümmt ist, ist der Lichtweg gekrümmt. Einstein schlug in seinem vor Generelle Relativität Theorie, dass das, was Gravitation genannt wird, in Wirklichkeit das Ergebnis einer gekrümmten Raumzeit ist.

Die Erde umkreist die Sonne nicht, weil die Sonne an ihr zieht. Die Erde folgt einfach dem kürzesten Weg in der vierdimensionalen Raumzeit.

Wenn Sie schon einmal einen langen Flug unternommen haben, wissen Sie wahrscheinlich bereits, dass die kürzeste Entfernung zwischen zwei Städten keine gerade Linie ist. Direktflüge von den USA nach Europa überfliegen Teile von Grönland. Auf einer flachen Karte sieht die Flugbahn des Flugzeugs gekrümmt aus, aber auf einem Globus ist diese Bahn die kürzeste! Licht reist entlang a geodätisch Weg zwischen zwei Punkten in der Raumzeit. Fernab jeder Gravitationsquelle ist die kürzeste Entfernung eine gerade Linie im dreidimensionalen Raum. In der Nähe eines massiven Objekts ist die kürzeste Entfernung im dreidimensionalen Raum gekrümmt. Stephen Hawking gibt die schöne Analogie, dass das, was wir sehen, wie die gekrümmte Bewegung eines Schattens auf dem Boden von einem Flugzeug ist, das in einer geraden Linie über hügeliges Gelände fliegt.

Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie ist eine Fortsetzung oder Erweiterung des Newtonschen Gravitationsgesetzes. Einsteins Theorie ist nicht perfekt (keine wissenschaftliche Theorie ist absolut perfekt), aber sie ermöglicht ein besseres Verständnis des Universums. Unter schwachen Schwerkraftbedingungen liefern sie im Wesentlichen die gleichen Ergebnisse oder Vorhersagen. Newtons Gravitationsgesetz geht davon aus, dass die Geometrie der Raumzeit flach ist, während Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie jede Geometrie auf die Raumzeit anwenden lässt. Bei schwacher Gravitation ist die Krümmung der Raumzeit so klein, dass das Newtonsche Gravitationsgesetz gut funktioniert. Da die Mathematik der Newtonschen Bewegungs- und Gravitationsgesetze einfacher ist als bei Einsteins Relativitätstheorien, ziehen es Wissenschaftler vor, das Newtonsche Gravitationsgesetz zum Verständnis der Wechselwirkungen von sich langsam bewegenden Objekten in jedem schwachen Gravitationsfeld zu verwenden. Wie zu Beginn des Kapitels erwähnt, verwenden Wissenschaftler die Newtonschen Gesetze der Bewegung und der Schwerkraft, um Raumschiffe in unserem Sonnensystem sehr genau zu steuern. Für sehr starke Gravitationsfelder wird Newtons Beschreibung der Gravitation unzureichend. Zur Beschreibung der Gravitationseffekte muss Einsteins Allgemeine Relativitätstheorie herangezogen werden.


Entwicklung der Sterne

Die Lebenszyklen von Sternen folgen Mustern, die hauptsächlich auf ihrer Anfangsmasse basieren. Dazu gehören mittelschwere Sterne wie die Sonne mit der halben bis achtfachen Sonnenmasse, massereiche Sterne mit mehr als acht Sonnenmassen und massearme Sterne mit einer Größe von einem Zehntel bis einer halben Sonnenmasse. Je größer die Masse eines Sterns ist, desto kürzer ist im Allgemeinen seine Lebensdauer. Objekte, die kleiner als ein Zehntel der Sonnenmasse sind, haben nicht genug Anziehungskraft, um die Kernfusion zu zünden – einige könnten zu gescheiterten Sternen werden, die als Braune Zwerge bekannt sind.

Ein Stern mittlerer Masse beginnt mit einer Wolke, die etwa 100.000 Jahre braucht, um zu einem Protostern mit einer Oberflächentemperatur von etwa 6.750 F (3.725 C) zu kollabieren. Nach dem Beginn der Wasserstofffusion ist das Ergebnis ein T-Tauri-Stern, ein variabler Stern, dessen Helligkeit schwankt. Dieser Stern kollabiert ungefähr 10 Millionen Jahre lang, bis seine Expansion aufgrund der durch die Kernfusion erzeugten Energie durch seine Kontraktion durch die Schwerkraft ausgeglichen wird. Danach wird er zu einem Hauptreihenstern, der seine gesamte Energie aus der Wasserstofffusion in seinem Kern bezieht.

Je größer die Masse eines solchen Sterns ist, desto schneller verbraucht er seinen Wasserstoff-Brennstoff und desto kürzer bleibt er auf der Hauptreihe. Nachdem der gesamte Wasserstoff im Kern zu Helium verschmolzen ist, verändert sich der Stern schnell – ohne dass die nukleare Strahlung ihr widerstehen kann, zerdrückt die Schwerkraft sofort Materie in den Kern des Sterns und heizt den Stern schnell auf. Dadurch dehnen sich die äußeren Schichten des Sterns enorm aus und kühlen dabei ab und glühen rot, wodurch der Stern zu einem roten Riesen wird. Helium beginnt im Kern zu verschmelzen, und sobald das Helium weg ist, zieht sich der Kern zusammen und wird heißer, wodurch der Stern erneut erweitert wird, aber blauer und heller wird als zuvor, wodurch seine äußersten Schichten weggeblasen werden. Nachdem die expandierenden Gashüllen verblassen, bleibt der verbleibende Kern übrig, ein Weißer Zwerg, der hauptsächlich aus Kohlenstoff und Sauerstoff besteht und eine Anfangstemperatur von ungefähr 180.000 Grad F (100.000 Grad C) hat. Da Weiße Zwerge keinen Brennstoff mehr für die Fusion haben, werden sie über Milliarden von Jahren immer kühler und werden zu schwarzen Zwergen, die zu schwach sind, um sie zu entdecken. (Unsere Sonne sollte die Hauptreihe in etwa 5 Milliarden Jahren verlassen.)

Ein Stern mit hoher Masse bildet sich und stirbt schnell. Diese Sterne bilden sich in nur 10.000 bis 100.000 Jahren aus Protosternen. Auf der Hauptreihe sind sie heiß und blau, etwa 1.000 bis 1 Million Mal so leuchtend wie die Sonne und etwa 10 Mal breiter. Wenn sie die Hauptreihe verlassen, werden sie zu einem leuchtend roten Überriesen und werden schließlich heiß genug, um Kohlenstoff zu schwereren Elementen zu verschmelzen. Nach etwa 10.000 Jahren einer solchen Fusion ist das Ergebnis ein Eisenkern mit einer Breite von etwa 6.000 km, und da jede weitere Fusion Energie verbrauchen würde, anstatt sie freizusetzen, ist der Stern dem Untergang geweiht, da seine Kernstrahlung der Strahlung nicht mehr widerstehen kann Schwerkraft.

Wenn ein Stern eine Masse von mehr als 1,4 Sonnenmassen erreicht, kann der Elektronendruck den Kern laut NASA nicht gegen einen weiteren Kollaps stützen. Das Ergebnis ist eine Supernova. Die Schwerkraft lässt den Kern kollabieren, wodurch die Kerntemperatur auf fast 18 Milliarden F (10 Milliarden Grad C) ansteigt, wodurch das Eisen in Neutronen und Neutrinos zerlegt wird. In etwa einer Sekunde schrumpft der Kern auf eine Breite von etwa sechs Meilen (10 km) und prallt wie ein zusammengedrückter Gummiball zurück, wodurch eine Stoßwelle durch den Stern geschickt wird, die eine Fusion in den äußeren Schichten bewirkt. Der Stern explodiert dann in einer sogenannten Typ-II-Supernova. Wenn der verbleibende Sternkern weniger als etwa drei Sonnenmassen groß war, wird er zu einem Neutronenstern, der fast ausschließlich aus Neutronen besteht, und rotierende Neutronensterne, die nachweisbare Radiopulse aussenden, werden als Pulsare bezeichnet. Wenn der Sternkern größer als etwa drei Sonnenmassen war, kann ihn keine bekannte Kraft gegen seine eigene Anziehungskraft stützen, und er kollabiert zu einem Schwarzen Loch.

Ein massearmer Stern verbraucht Wasserstoff als Treibstoff so träge, dass er 100 Milliarden bis 1 Billion Jahre lang als Hauptreihensterne leuchten kann – da das Universum laut NASA nur etwa 13,7 Milliarden Jahre alt ist, bedeutet dies, dass kein massearmer Stern dies getan hat jemals gestorben. Dennoch berechnen Astronomen, dass diese Sterne, die als Rote Zwerge bekannt sind, niemals etwas anderes als Wasserstoff verschmelzen werden, was bedeutet, dass sie nie zu Roten Riesen werden. Stattdessen sollten sie schließlich nur abkühlen, um zu Weißen Zwergen und dann zu Schwarzen Zwergen zu werden.


Schwerkraft im Inneren eines Sterns? - Astronomie


Ein Sternhaufen namens Plejaden.
Quelle: NASA.

Sterne sind riesige Kugeln aus superheißem Gas, die hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium bestehen. Sterne werden so heiß, indem sie Wasserstoff in Helium in einem Prozess namens Kernfusion verbrennen. Das macht sie so heiß und hell. Unsere Sonne ist ein Stern.

  • Geburt - Sterne beginnen in riesigen Staubwolken, die Nebel genannt werden. Die Schwerkraft zwingt den Staub, sich zusammenzuballen. Da sich immer mehr Staub ansammelt, wird die Schwerkraft stärker und es beginnt heiß zu werden und wird zu einem Protostern. Sobald das Zentrum heiß genug wird, beginnt die Kernfusion und ein junger Stern wird geboren.
  • Hauptsequenz Star - Einmal ein Stern, wird er für Milliarden von Jahren weiterhin Energie verbrennen und leuchten. Dies ist der Zustand des Sterns für den größten Teil seines Lebens und wird als "Hauptreihe" bezeichnet. Während dieser Zeit wird ein Gleichgewicht hergestellt zwischen der Schwerkraft, die den Stern verkleinern möchte, und der Hitze, die ihn größer machen möchte. Der Stern wird so bleiben, bis ihm der Wasserstoff ausgeht.
  • Roter Riese - Wenn der Wasserstoff ausgeht, dehnt sich das Äußere des Sterns aus und er wird zu einem roten Riesen.
  • Zusammenbruch - Irgendwann wird der Kern des Sterns anfangen, Eisen zu machen. Dadurch kollabiert der Stern. Was als nächstes mit dem Stern passiert, hängt davon ab, wie viel Masse er hatte (wie groß er war). Der durchschnittliche Stern wird ein weißer Zwergstern. Größere Sterne werden eine riesige nukleare Explosion erzeugen, die als Supernova bezeichnet wird. Nach der Supernova kann es ein Schwarzes Loch oder ein Neutronenstern werden.


Der Pferdekopfnebel.
Sterne entstehen aus massiven Staubwolken, die Nebel genannt werden.
Autor: ESA/Hubble [CC 4.0 creativecommons.org/licenses/by/4.0]

Es gibt viele verschiedene Arten von Sternen. Sterne, die sich in ihrer Hauptreihe (normale Sterne) befinden, werden nach ihrer Farbe kategorisiert. Die kleinsten Sterne sind rot und strahlen nicht viel. Mittelgroße Sterne sind gelb, wie die Sonne. Die größten Sterne sind blau und sehr hell. Je größer der Hauptreihenstern ist, desto heißer und heller sind sie.

Zwerge - Kleinere Sterne werden Zwergsterne genannt. Rote und gelbe Sterne werden allgemein als Zwerge bezeichnet. Ein Brauner Zwerg ist einer, der nie groß genug wurde, um eine Kernfusion zu ermöglichen. Ein Weißer Zwerg ist das Überbleibsel des Zusammenbruchs eines Roten Riesensterns.

Riesen - Riesensterne können Hauptreihensterne wie ein blauer Riese sein oder Sterne, die sich wie rote Riesen ausdehnen. Einige Überriesensterne sind so groß wie das gesamte Sonnensystem!

Neutronen - 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 MSonne, this core is likely made mainly of iron. (For stars with initial masses in the range 8 to 10 MSonne, 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 Neutronenstern. 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 MSonne. 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 schwarzes Loch (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.