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Die von LIGO entdeckten Wellen waren im Grunde subatomare Verzerrungen der Raumzeit. Könnte es näher an einer Quelle viel größere Verzerrungen geben? Würden sie für einen Menschen in irgendeiner Weise wahrnehmbar und was würde das mit uns machen?
Wellendehnung skaliert als $1/r$; Die entdeckten Wellen kamen von einer Quelle, die ungefähr einen Gpc entfernt war und hatten eine Belastung von $10^{-20}$.
Um eine Belastung zu erhalten, die die Dinge auf dem 1%-Niveau beeinflusst, müssten Sie 10^{18}$-mal näher oder etwa 30.000 km von den verschmelzenden Schwarzen Löchern entfernt sein.
Die Gezeitenkraft aufgrund der Schwarzen Löcher beträgt ungefähr $GMmh/4r^3$, wobei $h$ Ihre Körpergröße, $m$ Ihre Masse und $Msim 60M_{odot}$ die Gesamtmasse der Schwarzen Löcher ist. Bei einer angenommenen Höhe von 1,8 m und einer Masse von 80 kg beträgt die Gezeitenkraft, die Sie streckt, etwa 50 N. Ich denke, Sie würden dies mehr bemerken als die Gravitationswelle, und noch mehr, wenn Sie näher kommen würden…
Fünf extreme Fakten über Neutronensterne
Neutronensterne haben sich seit ihrer Entdeckung im Jahr 1967 ihren Anteil an Superlativen verdient.
Wenn ein massereicher Stern stirbt und den größten Teil seiner Eingeweide in einer Supernova-Explosion durch das Universum schleudert, kollabiert sein eisernes Herz, der Kern des Sterns, und bildet die dichteste Form beobachtbarer Materie im Universum: einen Neutronenstern.
Ein Neutronenstern ist im Grunde ein riesiger Kern, sagt Mark Alford, Professor an der Washington University.
&bdquoStellen Sie sich ein kleines Bleikügelchen mit Zuckerwatte drumherum vor&ldquo, sagt Alford. &bdquoDas ist ein Atom. Die gesamte Masse befindet sich in dem kleinen Bleikügelchen in der Mitte, und um ihn herum ist diese große geschwollene Elektronenwolke wie Zuckerwatte
In Neutronensternen sind alle Atome kollabiert. Die Elektronenwolken wurden alle angesaugt, und das Ganze wird zu einer Einheit mit Elektronen, die Seite an Seite mit Protonen und Neutronen in einem Gas oder einer Flüssigkeit herumlaufen.
Neutronensterne sind ziemlich klein, was stellare Objekte angeht. Obwohl Wissenschaftler immer noch daran arbeiten, ihren genauen Durchmesser festzulegen, schätzen sie, dass sie einen Durchmesser von etwa 12 bis 27 Meilen haben, etwa so lang wie Manhattan. Trotzdem haben sie etwa die 1,5-fache Masse unserer Sonne.
Wenn ein Neutronenstern dichter wäre, würde er zu einem Schwarzen Loch kollabieren und verschwinden, sagt Alford. &ldquoEs&rsquo ist die vorletzte Haltestelle auf der Linie.&rdquo
Diese extremen Objekte bieten faszinierende Testfälle, die Physikern helfen könnten, die fundamentalen Kräfte, die allgemeine Relativitätstheorie und das frühe Universum zu verstehen. Hier sind einige faszinierende Fakten zum Kennenlernen:
1. In den ersten Sekunden, nachdem sich ein Stern in einen Neutronenstern verwandelt hat, ist die Energie, die in den Neutrinos verbleibt, gleich der Gesamtmenge an Licht, die von allen Sternen im beobachtbaren Universum emittiert wird.
Gewöhnliche Materie enthält ungefähr gleich viele Protonen und Neutronen. Aber die meisten Protonen in einem Neutronenstern wandeln sich in Neutronen um. Neutronensterne bestehen zu etwa 95 Prozent aus Neutronen. Wenn Protonen in Neutronen umgewandelt werden, setzen sie allgegenwärtige Teilchen frei, die Neutrinos genannt werden.
Neutronensterne entstehen in Supernova-Explosionen, die riesige Neutrinofabriken sind. Eine Supernova strahlt zehnmal mehr Neutrinos aus, als es Teilchen, Protonen, Neutronen und Elektronen in der Sonne gibt.
2. Es wurde spekuliert, dass Leben auf Neutronensternen zweidimensional wäre.
Neutronensterne haben einige der stärksten Gravitations- und Magnetfelder im Universum. Die Schwerkraft ist stark genug, um fast alles auf der Oberfläche abzuflachen. Die Magnetfelder von Neutronensternen können das Milliarden- bis Millionen-Milliardenfache des Magnetfelds auf der Erdoberfläche betragen.
&bdquoAlles an Neutronensternen ist extrem&ldquo, sagt James Lattimer, Professor an der Stony Brook University. &bdquoEs geht fast lächerlich.&rdquo
Aufgrund ihrer hohen Dichte bieten Neutronensterne die perfekte Testumgebung für die starke Kraft, mit der Wissenschaftler untersuchen können, wie Quarks und Gluonen unter diesen Bedingungen interagieren. Viele Theorien sagen voraus, dass der Kern eines Neutronensterns Neutronen und Protonen komprimiert, wodurch die Quarks freigesetzt werden, aus denen sie aufgebaut sind. Wissenschaftler haben eine heißere Version dieser freigesetzten „Quark-Materie&rdquo im Relativistic Heavy Ion Collider und Large Hadron Collider geschaffen.
Die starke Gravitation von Neutronensternen erfordert von Wissenschaftlern, die allgemeine Relativitätstheorie zu verwenden, um die physikalischen Eigenschaften von Neutronensternen zu beschreiben. Tatsächlich liefern uns Messungen von Neutronensternen einige der genauesten Tests der Allgemeinen Relativitätstheorie, die wir derzeit haben.
Trotz ihrer unglaublichen Dichte und ihrer extremen Schwerkraft schaffen es Neutronensterne immer noch, eine überraschend große innere Struktur aufrechtzuerhalten, die Krusten, Ozeane und Atmosphären beherbergen. &bdquoSie’eine seltsame Mischung aus etwas von der Masse eines Sterns mit einigen der anderen Eigenschaften eines Planeten&rdquo, sagt Chuck Horowitz, Professor an der Indiana University.
Aber während wir hier auf der Erde gewohnt waren, eine Atmosphäre zu haben, die sich Hunderte von Meilen in den Himmel erstreckt, weil die Schwerkraft eines Neutronensterns so extrem ist, kann sich seine Atmosphäre weniger als einen Fuß erstrecken.
3. Der schnellste bekannte sich drehende Neutronenstern dreht sich etwa 700 Mal pro Sekunde.
Wissenschaftler glauben, dass die meisten Neutronensterne entweder derzeit Pulsare sind oder es einmal waren, Sterne, die Strahlen von Radiowellen ausspucken, während sie sich schnell drehen. Wenn ein Pulsar auf unseren Planeten gerichtet ist, sehen wir, wie diese Strahlen wie das Licht eines Leuchtturms über die Erde streichen.
Wissenschaftler beobachteten zum ersten Mal Neutronensterne im Jahr 1967, als eine Doktorandin namens Jocelyn Bell wiederholte Radiopulse bemerkte, die von einem Pulsar außerhalb unseres Sonnensystems eintrafen. (Der Nobelpreis für Physik 1974 ging an ihren Doktorvater Anthony Hewish für die Entdeckung.)
Pulsare können sich zehn- bis hundertmal pro Sekunde drehen. Wenn Sie auf dem Äquator des schnellsten bekannten Pulsars stehen würden, würde die Rotationsgeschwindigkeit etwa 1/10 der Lichtgeschwindigkeit betragen.
Der Physik-Nobelpreis 1993 ging an Wissenschaftler, die die Geschwindigkeit gemessen haben, mit der sich zwei umkreisende Neutronensterne aufgrund der Emission von Gravitationsstrahlung spiralförmig zusammendrehen, ein Phänomen, das von Albert Einsteins allgemeiner Relativitätstheorie vorhergesagt wurde.
Wissenschaftler des Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) gaben 2016 bekannt, dass sie erstmals Gravitationswellen direkt detektiert haben. In Zukunft könnte es möglich sein, Pulsare als riesige, vergrößerte Versionen des LIGO-Experiments zu verwenden, um die kleinen Änderungen des Abstands zwischen den Pulsaren und der Erde beim Vorbeiziehen einer Gravitationswelle zu erkennen.
4. Die falsche Art von Neutronenstern könnte auf der Erde verheerende Schäden anrichten.
Neutronensterne können wegen ihrer starken Felder gefährlich sein. Wenn ein Neutronenstern in unser Sonnensystem eindringt, könnte er Chaos verursachen, die Umlaufbahnen der Planeten durcheinanderbringen und, wenn er nahe genug herankommt, sogar Gezeiten anheben, die den Planeten auseinanderreißen würden.
Aber der nächste bekannte Neutronenstern ist etwa 500 Lichtjahre entfernt. Und wenn man bedenkt, dass Proxima Centauri, der der Erde am nächsten gelegene Stern mit etwas mehr als 4 Lichtjahren Entfernung, keinen Einfluss auf unseren Planeten hat, ist es unwahrscheinlich, dass wir diese katastrophalen Auswirkungen in absehbarer Zeit spüren werden.
Wahrscheinlich noch gefährlicher wäre die Strahlung eines Neutronenstern-Magnetfelds. Magnetare sind Neutronensterne mit Magnetfeldern, die tausendmal stärker sind als die extrem starken Felder von &ldquonormalen&rdquo-Pulsaren. Plötzliche Neuanordnungen dieser Felder können Flares erzeugen, die ähnlich wie Sonneneruptionen sind, aber viel stärker.
Am 27. Dezember 2004 beobachteten Wissenschaftler einen riesigen Gammastrahlen-Flare vom Magnetar SGR 1806-20, der schätzungsweise etwa 50.000 Lichtjahre entfernt ist. In 0,2 Sekunden strahlte die Flare so viel Energie ab, wie die Sonne in 300.000 Jahren produziert. Die Flare sättigte viele Detektoren von Raumfahrzeugen und erzeugte nachweisbare Störungen in der Ionosphäre der Erde.
Glücklicherweise sind uns keine Magnetare in der Nähe bekannt, die stark genug sind, um Schaden anzurichten.
5. Trotz der Extreme von Neutronensternen haben Forscher immer noch Möglichkeiten, sie zu untersuchen.
Es gibt viele Dinge, die wir über Neutronensterne wissen, einschließlich wie viele von ihnen da draußen sind, sagt Horowitz. &bdquoWir wissen von ungefähr 2000 Neutronensternen in unserer eigenen Galaxie, aber wir erwarten, dass es noch Milliarden mehr gibt. Daher sind die meisten Neutronensterne, sogar in unserer eigenen Galaxie, völlig unbekannt.&rdquo
Viele Radio-, Röntgen- und optische Lichtteleskope werden verwendet, um die Eigenschaften von Neutronensternen zu untersuchen. Die kommende Neutron Star Interior Composition Explorer Mission (NICER) der NASA, die 2017 an der Seite der Internationalen Raumstation angebracht werden soll, ist eine Mission, die sich dem Erlernen dieser extremen Objekte widmet. NICER wird Röntgenstrahlen von rotierenden Neutronensternen untersuchen, um deren Masse und Radien genauer zu bestimmen.
Wir könnten auch Neutronensterne untersuchen, indem wir Gravitationswellen nachweisen. LIGO-Wissenschaftler hoffen, Gravitationswellen nachweisen zu können, die durch die Verschmelzung zweier Neutronensterne entstehen. Das Studium dieser Gravitationswellen könnte Wissenschaftler auf die Eigenschaften der extrem dichten Materie hinweisen, aus der Neutronensterne bestehen.
Die Untersuchung von Neutronensternen könnte uns helfen, den Ursprung der schweren chemischen Elemente, einschließlich Gold und Platin, in unserem Universum herauszufinden. Es besteht die Möglichkeit, dass bei der Kollision von Neutronensternen nicht alles in einem massereicheren Neutronenstern oder Schwarzen Loch verschluckt wird, sondern stattdessen ein Bruchteil herausgeschleudert wird und diese schweren Kerne bildet.
&ldquoWenn Sie das Labor des 24. oder 25. Jahrhunderts nutzen wollen&ldquo, sagt Roger Romani, Professor an der Stanford University, &ldquot;das Studium von Neutronensternen ist eine Möglichkeit, Bedingungen zu betrachten, die wir in Labors auf der Erde nicht herstellen können.&ldquo
Gravitationsanomalie (Mascons), die Wasserhügel erzeugt
Ein Szenario in ferner Zukunft -- Der Mond wurde erfolgreich terraformiert. Alle Probleme wurden ausgearbeitet, vom Einschleudern flüchtiger Stoffe in Kollisionskurs mit dem Mond bis hin zur Schaffung und Erhaltung einer stabilen und atmungsaktiven Atmosphäre. Bei modernster Technik schirmt ein künstliches Magnetfeld die Atmosphäre vor Sonnenwinden ab und eine zusätzliche Abschirmung hält sie trotz der geringen Schwerkraft des Mondes fest.
Beim Einsatz von Mondorbitern mussten Astronomen Mascons berücksichtigen. Die Mascons erzeugen Schwankungen in der Oberflächengravitation. Zusammen mit der geringen Schwerkraft des Mondes reichen die Veränderungen aus, um Mondorbiter zu stören und aus der Umlaufbahn zu werfen, wenn nicht die richtige Umlaufbahn gewählt wurde. Hier ist eine Karte der Gravitationsverteilung, die von Mascons beeinflusst wird. (Quelle hier anzeigen, von der GRAIL-Mission). Ich fand keine Informationen darüber, wie auffällig die Anomalie für einen an der Oberfläche stehenden Astronauten wäre.
Die Frage -- Eine (von vielen) dieser Anomalien befindet sich zufällig unter dem Meeresboden. Würde die Anomalie angesichts der relativ hohen Anomalien (keine genaue Prozentzahl im Vergleich zum Durchschnitt gefunden) dazu führen, dass sich etwas Wasser "aufstaut" und einen aus einiger Entfernung erkennbaren "Hügel" erzeugt? Wäre das eine bedeutende "Kurve" der Wasseroberfläche, um eine Touristenattraktion für Kolonisten und Besucher gleichermaßen zu machen?
Wie groß können Galaxien und Schwarze Löcher werden?
Was ist die massereichste Galaxie im beobachtbaren Universum zu einem bestimmten Zeitpunkt? Das ist die Frage, die der heutige Artikel beantworten möchte, und zwar durch die Kombination von Annahmen aus unserem aktuellen Modell des Universums mit unserem Wissen darüber, wie Galaxien im Laufe der kosmischen Geschichte entstehen und sich entwickeln.
Wir haben ein kosmologisches Standardmodell des Universums, das Lambda Cold Dark Matter Model (ΛCDM), das eine Reihe von Eigenschaften des Universums, die wir beobachten, ziemlich gut erklärt. Eine der grundlegenden Eigenschaften dieses Modells ist, dass es uns das Verhältnis von dunkler Materie zu „normaler“ Materie angibt – dem Stoff, aus dem Sie und ich gemacht sind. Astrophysiker nennen das vertrautes Zeug baryonisch Angelegenheit. Dunkle Materie wurde nie explizit gesehen, aber ihre Anwesenheit wird aus ihren Gravitationseffekten auf großen Skalen abgeleitet. Die neuesten Schätzungen des Planck-Satelliten legen den Anteil von baryonischer Materie an dunkler Materie fest, fb, bei etwa 0,16 – gibt es im Universum weit mehr Dunkle Materie als Baryonische Materie, eine überraschende Tatsache, wenn man bedenkt, dass wir kaum eine Ahnung haben, was Dunkle Materie eigentlich ist.
In ΛCDM ordnet sich dunkle Materie typischerweise im Laufe der Zeit in 'Halos' , immense, quasi-sphärische Strukturen, die riesige Gravitationsbrunnen erzeugen. Diese Halos sind die Geburtsstätten von Galaxien: Sie sind die Orte, an denen Baryonen einfallen, verschmelzen und Galaxien bilden. Daher wird erwartet, dass eine sehr enge Beziehung zwischen den Eigenschaften einer Galaxie und den Eigenschaften ihres Wirtshofs besteht.
Das Verhältnis von Baryonen zu Dunkler Materie begrenzt die Größe einer Galaxie, die sich in einem Halo aus Dunkler Materie bilden kann – Sie können keine Galaxie mit mehr Baryonen bilden, als in Ihrer Umgebung vorhanden sind. Darüber hinaus können massereiche Sterne und Schwarze Löcher wertvolles Gas wegblasen, was die Anzahl der Baryonen, die in einen Halo aus Dunkler Materie fallen können, weiter begrenzt.
Wir können keine Halos aus Dunkler Materie beobachten, aber wir beobachten Galaxien. Daher können wir dieses Verhältnis umdrehen und die Größe des Halos der Dunklen Materie angesichts der Größe der Galaxie abschätzen. Also für eine Galaxie der Größe M* der Wirtshof muss eine Masse M H größer als M . haben*/fb. Für einen Baryonenanteil von 0,16 ergibt dies M H > 6,3 M*. Wenn wir den Effekt von Sternen und Schwarzen Löchern einbeziehen, die Gas wegblasen, kann dies die Menge der Baryonen, die in den Halo fallen, um bis zu 30% begrenzen: Wenn wir dies in unsere obige Ungleichung einbeziehen, erhalten wir eine minimale Halomasse von 21 M*.
ΛCDM kann die erwartete Anzahl von Halos aus Dunkler Materie einer bestimmten Masse zu verschiedenen Zeiten in der Geschichte des Universums vorhersagen. Die Autoren des heutigen Artikels argumentieren, dass wir, wenn wir eine massereiche Galaxie sehen, die obigen Ungleichungen verwenden können, um ihre Halomasse abzuschätzen und damit zu testen, ob ΛCDM richtig ist oder zumindest, ob unsere Annahmen über die Galaxienentstehung richtig sind. Sie liefern Schätzungen der Arten von Galaxienmassen zu verschiedenen Zeiten in der Geschichte des Universums, die zu Spannungen mit ΛCDM oder unserem Verständnis der baryonischen Physik führen würden (siehe Abbildung 1). Diese Schätzungen ändern sich im Laufe der Zeit, da Galaxien eine Galaxie mit einer bestimmten Masse wachsen lassen, die früher im Universum wahrscheinlicher als später existiert, da Galaxien zu späteren Zeiten Zeit hatten, viel höhere Massen zu bilden.
Abbildung 1: Der Schwellenwert für die Masse von Sternen in einer Galaxie gegen die Rotverschiebung. Wenn eine Untersuchung des gesamten beobachtbaren Universums ergeben würde, dass Galaxien bei einer gegebenen Rotverschiebung Sternmassen größer als die schwarze Linie haben, würde dies ΛCDM als brauchbares kosmologisches Modell ausschließen. Wenn Massen größer als die rote Linie beobachtet würden, würde dies ein Umdenken erfordern, wie die stellare Rückkopplung in Galaxien funktioniert. Dargestellt sind einige der neuesten Beobachtungsergebnisse, die zeigen, dass ΛCDM derzeit noch kampffähig ist.
Ein ähnliches Verfahren kann mit Massen von Schwarzen Löchern verwendet werden. Supermassereiche Schwarze Löcher scheinen im Herzen jeder Galaxie zu liegen und können bis weit in die Geschichte des Universums zurückverfolgt werden. Wir können grobe Schätzungen ihrer Massen erhalten und dann ihre Galaxienmassen aus einem theoretischen Verhältnis der Masse des Schwarzen Lochs zur Galaxienmasse ableiten. Angesichts dessen können wir dann folgern Sie die Masse der Halos, die sie beherbergen, indem Sie die obigen Verhältnisse verwenden. Abbildung 2 zeigt die Grenzen für eine solche Schätzung im Vergleich zu jüngsten Beobachtungen von Quasaren mit hoher Rotverschiebung (aktive supermassive Schwarze Löcher).
Abbildung 2: Schwellwert Schwarzer Lochmassen gegen Rotverschiebung für eine Vermessung ähnlich der Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Für Schwarze Löcher oberhalb der roten Linie müsste eine neue Physik der Galaxienentstehung herangezogen werden, oder Schwarze Löcher müssten durch massive Samen im sehr frühen Universum geboren werden. Oberhalb der blauen Linie ist das Verhältnis zwischen der Masse des Schwarzen Lochs und der stellaren Masse größer als im Lokaluniversum. Viele neuere Beobachtungen scheinen darauf hinzudeuten.
Alle diese Schätzungen sind mit Annahmen durchsetzt, über die die Autoren im Voraus sind. Zunächst einmal ist es schwierig, die Masse einer Galaxie allein anhand ihrer Leuchtkraft abzuschätzen. Dies hat Auswirkungen auf die Schätzung des Verhältnisses der Masse des Schwarzen Lochs zur Masse der Galaxie. Auch die Rotverschiebung von Galaxien und Schwarzen Löchern ist oft unsicher. Die Autoren heben auch den Eddington Bias hervor, einen hier gut erklärten statistischen Effekt, der die beobachteten Zahlendichten von Galaxien und Schwarzen Löchern beeinflussen könnte.
Trotz dieser Unsicherheiten bietet die hier gezeigte Methode eine gute Möglichkeit, kosmologische Modelle sowie unser Verständnis der Rückkopplung von Sternen und Schwarzen Löchern zu testen. Kommende Vermessungen von weltraumgestützten Observatorien wie dem James Webb Space Telescope ( JWST ) und dem W ide-Field Infrared Survey Telescope ( WFIRST ) werden weiter in die Geschichte des Universums zurückgehen und möglicherweise massereiche Galaxien ausspionieren, die nicht passen unsere aktuellen Modelle des Universums. Riesengalaxien sind sowieso aufregend, aber wenn sie unsere Vorstellungen von der Funktionsweise des Universums möglicherweise zunichte machen, werden sie zu noch überzeugenderen Objekten, die es zu jagen gilt.
Warum sind Insekten keine Riesen mehr?
Heute könnte man ein Insekt für „groß“ halten, wenn es so lang wie ein Finger ist. Vor etwa 150 Millionen Jahren begannen Käfer plötzlich wieder zu schrumpfen. Dies deckt sich auch gut mit dem Erscheinen der ersten Vögel, deren Beute die Wahl hätte waren die allgegenwärtigen, sich langsam bewegenden und proteinreichen Käfer.Unter dem Angriff von fliegenden Raubtieren war es kein Vorteil mehr, groß zu sein, und die Größe der Insekten wurde auf nur noch viel zu große und nicht mehr gigantische reduziert.
Vor etwa 260 Millionen Jahren entwickelten sich Pilze und mikrobielles Leben, um Holz zu verdauen. Die Bäume, die noch nicht in Kohle umgewandelt worden waren, wurden schnell verdaut und ihr Kohlenstoff wurde wieder in die Atmosphäre abgegeben. Dadurch wurde das Verhältnis von Kohlenstoff zu Sauerstoff in der Luft nivelliert. Ohne günstige atmosphärische Bedingungen und unter dem Druck der Prädation konnten es sich Insekten nicht mehr leisten, ihre massiven Größen beizubehalten und schrumpften allmählich auf die handlicheren Größen, die wir kennen.
Heute erlebt unsere Atmosphäre einen gegenteiligen Wandel zum Karbon: Der Kohlendioxidgehalt der Luft nimmt zu. Intuitiv könnte es so aussehen, als würde das weniger und kleinere Insekten bedeuten. Bevor sich jedoch Insektenphobe zu einer Spritztour mit ihren Lastwagen entschließen, wissen wir nicht genau, welche Auswirkungen dies auf die Insektenpopulationen haben wird. Einige Untersuchungen deuten darauf hin, dass es sogar indirekt bestimmte Insektenpopulationen erhöhen kann. Letztendlich sind gruselige Krabbeltiere hier, um zu bleiben.
Wie groß kann ein Elementarteilchen sein?
Extrem massereiche fundamentale Teilchen könnten existieren, aber sie würden unser Verständnis der Quantenmechanik ernsthaft durcheinander bringen.
Fundamentale Teilchen sind Objekte, die so klein sind, dass sie keine tiefere innere Struktur haben.
Es gibt etwa ein Dutzend „Materie&rdquo-Partikel, die Wissenschaftler für grundlegend halten, und sie gibt es in verschiedenen Größen. Zum Beispiel entspricht die Differenz zwischen den Massen des Top-Quarks und des Elektrons der Differenz zwischen den Massen eines erwachsenen Elefanten und einer Mücke.
Dennoch sind all diese Massen im Vergleich zu dem, was physikalisch möglich ist, extrem klein. Die bekannten Gesetze der Physik erlauben fundamentale Teilchen mit Massen nahe der &ldquoPlanck-Masse&rdquo: satte 22 Mikrogramm oder etwa der Masse einer menschlichen Wimper. Um auf unsere Vergleiche mit derzeit bekannten Teilchen zurückzukommen: Hätte das Top-Quark die gleiche Masse wie ein Elefant, dann würde ein fundamentales Teilchen mit der Planck-Masse so viel wiegen wie der Mond.
Könnte ein solches Teilchen existieren? Laut CERN Theory Fellow Dorota Grabowska sind sich die Wissenschaftler absolut sicher.
&bdquoPartikel mit einer Masse unterhalb der Planck-Skala können elementar sein&ldquo, sagt Grabowska. &bdquoÜber dieser Skala vielleicht nicht. Aber wir wissen es nicht
Wissenschaftler an Teilchenbeschleunigern wie dem Large Hadron Collider am CERN sind ständig auf der Suche nach unentdeckten massiven Teilchen, die die Lücken ihrer Modelle füllen könnten. Das Auffinden neuer Teilchen ist so wichtig, dass die globale Physik-Community darüber diskutiert, größere Collider zu bauen, die noch massereichere Teilchen produzieren könnten. Das US-Engagement am LHC wird vom Office of Science des US-Energieministeriums und der National Science Foundation unterstützt.
Wenn Wissenschaftler ein fundamentales Teilchen mit einer Masse oberhalb der Planck-Skala finden würden, müssten sie ihre Denkweise über Teilchengrößen überdenken. Für die Art der Forschung, die am LHC durchgeführt wird, werden fundamentale Teilchen alle als gleich groß und überhaupt nicht groß angesehen.
&bdquoWenn wir an die reine Mathematik denken, sind Elementarteilchen per Definition punktförmig&ldquo, sagt Grabowska. &ldquoSie haben keine Größe.&rdquo
Die Behandlung von Fundamentalteilchen als Punkte funktioniert in der Teilchenphysik gut, weil ihre Massen so klein sind, dass die Schwerkraft, die auf massereichere Objekte wirken würde, keine Rolle spielt. Es ist ungefähr so, wie LKW-Fahrer, die eine Reise planen, die Auswirkungen der speziellen Relativitätstheorie und der Zeitdilatation berücksichtigen müssen. Diese Effekte sind auf einer gewissen Ebene vorhanden, haben jedoch keinen spürbaren Einfluss auf die Fahrzeit.
Aber ein fundamentales Teilchen oberhalb der Planck-Skala würde an der Schwelle zwischen zwei divergierenden mathematischen Modellen sitzen. Die Quantenmechanik beschreibt Objekte, die sehr klein sind, und die Allgemeine Relativitätstheorie beschreibt Objekte, die sehr massereich sind. Aber um ein Teilchen zu beschreiben, das sowohl sehr klein als auch sehr massereich ist, brauchen Wissenschaftler eine neue Theorie namens Quantengravitation.
Mathematisch konnten Physiker ein so massives Teilchen nicht mehr als volumenlosen Punkt betrachten. Stattdessen müssten sie darüber nachdenken, dass es sich eher wie eine Welle verhält.
Das Konzept der Teilchen-Welle-Dualität wurde vor etwa 100 Jahren geboren und besagt, dass subatomare Teilchen sowohl teilchenähnliche als auch wellenähnliche Eigenschaften haben. Wenn Wissenschaftler ein Elektron als Teilchen betrachten, denken sie, dass es kein physikalisches Volumen hat. Aber wenn sie es sich als Welle vorstellen, erstreckt es sich über den gesamten Raum, den es gewährt, wie zum Beispiel die Umlaufbahn um den Kern eines Atoms. Beide Interpretationen sind richtig, und Wissenschaftler verwenden normalerweise diejenige, die am besten zu ihrem Forschungsgebiet passt.
Das Masse-zu-Radius-Verhältnis dieser Wellen ist wichtig, weil es bestimmt, wie sie die Auswirkungen der Schwerkraft spüren. Ein supermassives Teilchen mit tonnenweise Platz zum Durchstreifen würde die Schwerkraft kaum spüren. Aber wenn dasselbe Teilchen auf einen extrem kleinen Raum beschränkt wäre, könnte es zu einem Miniaturschwarzen Loch kollabieren. Wissenschaftler des LHC haben nach solchen winzigen Schwarzen Löchern gesucht&mdash, die fast sofort verdampfen würden&mdash, aber bisher mit leeren Händen gekommen.
Laut Grabowska ist die Quantengravitation knifflig, weil es mit der heute vorhandenen Technologie keine Möglichkeit gibt, sie experimentell zu testen. &bdquoWir bräuchten einen Collider, der 14 Größenordnungen energiereicher ist als der LHC&rdquo, sagt sie.
Aber das Nachdenken über die Implikationen des Auffindens eines solchen Teilchens hilft Theoretikern, die bekannten Gesetze der Physik voranzutreiben.
&bdquoUnser Modell der Teilchenphysik bricht zusammen, wenn es auf bestimmte Skalen übertragen wird&rdquo, sagt Netta Engelhardt, Quantengravitationstheoretikerin am Massachusetts Institute of Technology. &bdquoAber das bedeutet&rsquot, dass unser Universum&rsquot diese Regime aufweist. Wenn wir massive Objekte in winzigen Maßstäben verstehen wollen, brauchen wir ein Modell der Quantengravitation.&rdquo
I. Einleitung
Inflation, eine Phase beschleunigter Expansion in der frühen Entwicklung des Universums, bietet eine elegante Lösung für das Horizont- und Flachheitsproblem und gleichzeitig einen Mechanismus zur Erzeugung der Urkeime, die zur Erklärung der beobachteten großräumigen Struktur erforderlich sind [■] [ ■] [■] . Eine solche Periode kann leicht durch ein dynamisches Skalarfeld, das Inflaton, mit den entsprechenden Potentialen und Wechselwirkungen modelliert werden. Nach den neuesten CMB-Daten [■] sollte ein erfolgreiches Inflationsmodell ein quasi-adiabatisches und gaußsches primordiales Störungsspektrum mit einem Spektralindex und weniger als 10 % der primordialen Schwerewellen (GW) vorhersagen, dh einen Tensor -zu-skalar-Verhältnis unten. Obwohl die Inflation zur Erklärung des Horizont- und Flachheitsproblems mindestens etwa 50-60 E-Falten anhalten sollte, gelten die CMB-Beschränkungen jedoch nur für ungefähr die ersten 10 E-Falten von diesen, wenn die größeren beobachtbaren Skalen Mpc den Horizont verlassen und die verbleibende inflationäre Dynamik und das ursprüngliche Spektrum weitgehend ungebremst. Bei kleineren Skalen kann der Spektralindex von rot-gekippt zu blau-gekippt wechseln, und die Amplitude des primordialen Spektrums kann viel größer sein als der CMB-Wert. Wenn die Amplitude einen kritischen Wert erreicht, könnte dies aufgrund des Zusammenbruchs der Überdichten zur Bildung von Primordial Black Holes (PBHs) beim Wiedereintritt führen [■] [■] [■] [■] , mit einer sehr reichen Phänomenologie . Zum Beispiel könnten nicht verdampfende PBHs innerhalb des entsprechenden Massenbereichs g ganz oder teilweise der Dunkle Materie-Gehalt unseres Universums sein [■] [■] [■] [■] und sie können auch als Quelle von GW mit einer Eigenschaft fungieren Frequenzspektrum [■] [■] [■] . In ähnlicher Weise sind große skalare Störungen eine Quelle von Tensorstörungen zweiter Ordnung, und daher führt der gleiche Mechanismus, der während der Inflation zu PBHs führt, zu einer größeren Amplitude des primordialen GW auf kleineren Skalen [■] [■] [■] .
Während die Untersuchung der Bildung von PBHs und der Erzeugung von Primordial GW in den letzten Jahren in verschiedenen Inflationsmodellen aktiv verfolgt wurde, gab es nicht so viele Studien im Kontext der Warminflation. In normalen, kalten Inflationsszenarien spielen Aufblasinteraktionen weder bei der Slow-Roll-Dynamik noch bei der Erzeugung des Primordialspektrums eine Rolle, im Gegenteil, bei Warminflation können diese Wechselwirkungen bereits zu einer teilweisen Dissipation der Aufblasenergiedichte in Strahlung führen beim Aufblasen [■] [■] [■] . Das Vorhandensein eines subdominanten Thermalbads kann die Dynamik sowohl auf der Hintergrund- als auch auf der Störungsebene verändern. Wenn die Dissipation den Hubble-Reibungsterm dominiert, wird die Bewegung des Aufblasfeldes weiter verlangsamt, was die Aufblasdauer verlängert. Einerseits sind Slow-Roll-Bedingungen leichter zu erfüllen, und insbesondere kann die Aufblasmasse beim Aufblasen näher am Hubble-Parameter liegen, was das sogenannte „ “-Problem entspannt [■] [■] . Und in Einfeld-Inflationsmodellen wie chaotischen Modellen können die letzten 60 Efolds der Inflation bei kleineren Werten der Inflaton-Energiedichte und des Hubble-Parameters stattfinden, was einen kleineren Wert der primordialen Tensor-Störungen und des Tensor-to bedeutet -skalares Verhältnis. Am wichtigsten ist, dass das Vorhandensein des Thermalbads bedeutet, dass Aufblasstörungen jetzt eine thermische Komponente zusätzlich zur Standardvakuumkomponente erhalten, was sich auch auf die Eigenschaften des skalaren Primordialspektrums auswirkt. Modelle, die in ihrer einfacheren kalten Inflationsversion durch Beobachtungen ausgeschlossen werden, wie quartische und quadratische chaotische Modelle, sind perfekt mit Planck-Daten in ihrer warmen Version kompatibel [■] .
Die Dissipation hängt von der Temperatur des Thermalbads ab, und obwohl während des Aufblasens alles im langsam rollenden, sich langsam ändernden Regime abläuft, ist der Vergleich zwischen dem Verlustkoeffizienten und der Hubble-Reibung, die durch das Verhältnis gegeben ist, wichtig. Typischerweise ist dieses Verhältnis eine ansteigende Funktion der Zeit, und abhängig von den Parametern kann die Inflation in das sogenannte stark dissipative Regime (SDR) eintreten, d. h. mit der Dissipation, die die Dynamik auf dem Hintergrund- und Störungsniveau vollständig dominiert. Thermische Fluktuationen müssen berücksichtigt werden [■] , und wenn der dissipative Koeffizient eine zunehmende Funktion der Temperatur ist, führt dies zu einer Verstärkung der skalaren Krümmungsstörung und schließlich zu einem blau geneigten Spektrum. Während wir diesen Effekt auf CMB-Skalen so weit wie möglich vermeiden wollen, kann dieser Effekt später vor dem Ende der Inflation das Spektrum so weit verstärken, dass der Tensor zweiter Ordnung erzeugt und die Bildung von PBHs ermöglicht wird. Letzteres wurde (nach unserem Kenntnisstand zum ersten Mal) in Lit. [■] für einen dissipativen Koeffizienten und ein inflationäres quartisches chaotisches Modell. Eine ausreichende Verstärkung des primordialen Spektrums findet nur während der letzten 10-15 e-fachen Inflation statt, was sich beim Wiedereintritt in relativ leichte, verdampfende PBHs mit Massen g übersetzt. Der Einfluss auf das Tensorspektrum wurde in Lit. untersucht. [■] für ein warmes Quintessenzmodell mit linearem und kubischem Verlustkoeffizienten. Sie konzentrierten sich auf die Verbesserung während der Kinetionsphase, die auf eine warme Quintessenz der Inflation folgte. Das GW-Spektrum hätte heute eine ausreichend große Amplitude, um erkannt zu werden, aber seine Spitze bei zu großen Frequenzen, bei weitem außerhalb des Bereichs gegenwärtiger und zukünftiger GW-Detektoren. Diese Schlussfolgerung kann jedoch von der funktionalen Abhängigkeit des dissipativen Koeffizienten, d. h. dem Muster der Inflationswechselwirkungen, und in gewissem Maße vom inflationären Modell abhängen. Hier wollen wir ihre Analysen erweitern und andere Möglichkeiten ausloten.
Ein kubischer dissipativer Koeffizient ergibt sich beispielsweise, wenn das Inflaton über einen schweren Mediator an die leichten Freiheitsgrade (dof) koppelt. Dieses Muster schützt das Aufblaspotential direkt vor großen thermischen Korrekturen, die das Aufpumpen verderben könnten, erfordert jedoch typischerweise eine zu große Anzahl von Werten. von Licht- und Mediatorfeldern, um genügend Ableitung zu erhalten. Stattdessen kann das Inflatonpotential durch die Verwendung von Symmetrien gegen große Strahlungskorrekturen abgeschirmt werden. Bei direkter Kopplung an fermionisches Licht führt dies zu einem linearen dissipativen Koeffizienten im sogenannten „Warm Little Inflation“ (WLI)-Modell [■] [■] [■] eine axionartige Kopplung an Yang-Mills-Felder ergibt wiederum in das „Minimal Warm Inflation“ (MWI)-Modell [■] beim Ersetzen von fermionischem durch leichtes Skalar-Dof im WLI zu einem inversen Verlustkoeffizienten [■] führt. Im letzteren Fall haben wir „leichte“ Teilchen, wenn ihre Massen kleiner sind als , aber wenn die Inflation fortschreitet und abnimmt, können wir am Ende der Inflation haben und mit . Während ein inverser dissipativer Koeffizient frei von den Problemen des Wachstumsmodus auf CMB-Skala ist, gewinnen wir vor dem Ende der Inflation die Verbesserung des Spektrums und die Aussichten auf PBHs und nicht vernachlässigbare GWs zurück. Dies ist das Muster, das wir in dieser Arbeit untersuchen möchten.
Dazu müssen wir den analytischen Ausdruck des skalaren Primordialspektrums jenseits der CMB-Skalen herleiten, d. h. den Ausdruck des „Wachstumsmodus“. Dies würde die numerische Integration stochastischer Gleichungen [■] [■] für verschiedene Werte der Modellparameter (Kopplungen und Massen) erfordern. However, the amplitude and tilt of the scalar spectrum mainly depend on the value of when the fluctuation leaves the horizon. Therefore instead of scanning over the model parameters, we will first derive the expression of the growing mode with , for different values of constant . Now we can scan the model parameters, derive the value of , and then the spectrum at different stages during inflation: constraints on CMB scales set the parameter space consistent with observations, and for that we can explore whether it leads or not to enough amplification of GW, and PBHs. We will work with a quartic chaotic inflationary potential, still one the simplest inflation models, and consistent with observations when introducing dissipation in the system. The spectrum also depends on the statistical distribution function for inflaton fluctuations (whether in vacuum or thermal). We will focus on the vacuum case . Although the thermal case can be also compatible with observations for the quartic chaotic model, typically it does not lead to enough amplification of the spectrum at the end.
We want to maximise the amplification of the primordial spectrum between CMB scales and the end of inflation, and this may be achieved while being in the weak dissipative regime with when observational constraints applied, but ending inflation in the SDR. Searching for this pattern motivates our choice of the dissipative coefficient and the inflationary potential. However, it must be stressed that WI all the way along in the SDR can provide a viable scenario to overcome the difficulties to have inflation (i.e. quasi de Sitter vacua) in string theory [■] [■] [■] [■] , as given by the so-called swampland conjectures [■] [■] [■] [■] [■] . These demand the relative slope of scalar potentials to be larger than one in Planck units, i.e. having standard slow-roll parameters , which invalidates slow-roll cold inflation. On the other hand, in WI those parameters are only required to be smaller than a factor , i.e., they can be larger than one in the SDR. Several examples of this can be found in the recent literature, depending on the combination of inflationary potential and particle interactions leading to dissipation: although a linear dissipative coefficient with a quadratic chaotic potential as in the WLI model is consistent with observations only for values [■] at horizon-crossing, we can reach with Higgs-like potentials [■] and a cubic dissipative coefficient as in MWI [■] gives when combined with a hybrid-like potential. In addition, the “Transplanckian Censorship Conjecture” [■] [■] sets an upper bound on the scale of inflation , in both cold and warm inflation [■] [■] . This could be achieved with runaway potentials, but the SDR-WI version has the advantage of being already consistent with the other swampland conjectures [■] [■] , and solve the problem of the graceful exit [■] .
This works is organised as follows. We first review the basic of warm inflation, the dissipative coefficient and background evolution for the interaction pattern with light scalar dof [■] in Section II. In Section III we give the analytical expression of the growing mode for different constant values of . While this can be found in the literature for [■] [■] [■] [■] , here we will generalize those results to other intermediate values. This will allow us to get the scalar primordial spectrum over the full range of inflation, and obtain the predictions for the scalar spectral index and the tensor-to-scalar ratio . We comment also on the implications for PBHs at the end of Section III, and in Section IV we present the results for the spectrum of GW today. Finally, in section V we summarise and discuss our results.
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Mostly you're 'talking nonsense'.
Schwere derives from and is proportional to das Masse of a planet. A secondary body that moves closer to a primary body will not increase either the mass or the gravity of the primary body.
For the gravity to increase, the planet would have to increase its overall mass (and either size or density) for a short period. It is hard to conceive of a reason (in understood physics) why this would be the case.
Far more plausible is that the secondary body's gravity is high enough that the tidal forces of the planet become very extreme, as oceans and other 'loose mass' are affected by the passing secondary body. This might make things difficult or even 'unliveable', especially in coastal areas which could, in theory, be pounded by tsunami-level waves.
740mi from the gravitational center of Pluto and
12200mi from from the center of Charon. Assuming equal mass, Charon would exert (1멼^2)/(1�^2) or a third of a percent the same force as Pluto: barely noticeable. $endgroup$ &ndash Nathaniel Ford Jul 13 '16 at 21:14
What is Gravity?
Gravity is probably the least-well understood of the Four Fundamental Forces, so it might be possible that science will discover a way to do this, but for now it is not physically possible given our current understanding of physics.
Gravity is a direct result of mass. All mass creates a gravitational field, no matter how small. Large collections of mass, such as planets or stars, will produce very large gravitational fields. The only way to increase or decrease the gravity of a planet is to add or remove mass proportional to the increase of gravity.
For example, if you wanted to increase the gravity of the Earth from 1g to 2g, you would need to add at least 100% more mass to the Earth, effectively doubling the Earth's mass. This is wildly fantastical.
Exotic Solutions?
That being said, there is a theoretical type of matter called Dark Matter. Very little about Dark Matter is understood. In fact, it has never been "seen" in the traditional sense because it does not interact with electromagnetic waves. It must exist, though, because galaxies could not form without it, and there does exist evidence of its existence in the form of Gravitational observations.
If your planet were somehow being affected by Dark Matter (which DOES seem to have some sort of mass, or at least produce gravity) it might be possible to increase the effective gravity of a planet somehow. I'm hesitant to say it's possible, though, because Dark Matter is very weird, and might not interact with regular matter in predictable ways. I'm also confident no satellite in orbit could manipulate Dark Matter in this way it would have to be a natural phenomenon if you're actually willing to use it at all.
Less Exotic Solutions
If I were writing a story where a planet was rendered uninhabitable due to periodic disasters, I would focus on Geological Activity. Earthquakes on the Earth are relatively timid compared to what is possible. A moon (or other orbital body with high enough mass) could cause dramatic Earthquakes and Volcanic Eruptions. This would be especially true of the moon were in a highly elliptical orbit. Every time it passed close to the planet it would cause huge issues.
Ja. Here's an example of a satellite that does exactly that:
Any sufficiently large body is going to have strong gravitational effects on the planet it orbits. We generally call these tides. As to the question: "Can these gravitational forces be strong enough to destroy buildings?" Well, it depends on how strong the buildings are.
Any gravitational effect on a planet is going to be capped by the gravitational force of the planet you're standing on. Warum? Because more gravity than that and the planet would break apart. In general, the distance that two bodies can exist at, relative to one another, and be structurally sound due to hydrostatic equilibrium is defined by the Roche limit, which you can use to figure out how close together your planet and its satellite can be. Roughly defined, the Roche limit is the distance at which the difference between the cetripital force required to keep the planet orbiting and the force of gravity from the more distant body is equal to the force of gravity from the body you are standing on.
If you're standing on the larger body, you can get gravity ranging from around zero G to around 1.1G, if the satellite is close in size to the primary and orbiting very closely. Gravitational effects need not always be that high, however. If the satellite has a highly elliptic orbit around the primary. In that case, gravitational effects would range from this upper bound, when the satellite was at periapsis, to relatively negligible, when the satellite was at apoapsis.
For higher gravitational forces (i.e. above 1.1G), your best bet is to be standing on a relatively small body orbiting a relatively massive one at a great distance. If the front and back of your planet are about the same distance from the primary, relative to the distance of your planet to the primary, they'd experience about the same gravitational force from the primary. Again, since tidal forces can't be greater than the gravity of the planet you're standing on, apparent gravity will vary from a bit more than 0G to a bit less than 2G when your planet (which is now the sattelite) is at periapsis in its orbit around the primary.
Most buildings, if constructed appropriately, can probably withstand 2G of acceleration. The rampant volcanism caused by the intense tidal heating your planet/satellite will experience from the tidal forces in question will probably destroy quite a few, though.
Large Prostate with Few Symptoms
Patients with very enlarged prostates may have few symptoms or mild symptoms. Doctors verify that there are no problems with kidney or bladder function. If not, they know that the enlarged prostate is not harming the body. In this case, doctors may recommend just watching the prostate or doing non-surgical treatments. Options include changing certain eating and drinking habits and urinating less often. Patients can take medications that relax the prostate, such as tamsulosin, or shrink the prostate, such as finasteride or dutasteride. Patients also may try supplements like saw palmetto to help their symptoms.
Black Holes Could Get So Humongous, Astronomers Came Up With a New Size Category
There are supermassive black holes. There are ultramassive black holes. How large can these strange objects grow? Well, there could be something even bigger than ultramassive: stupendously large black holes, according to the latest research.
Such hypothetical black holes – larger than 100 billion times the mass of the Sun – have been explored in a new paper which names them SLABs, an acronym that stands for “Stupendously LArge Black holeS”.
“We already know that black holes exist over a vast range of masses, with a supermassive black hole of 4 million solar masses residing at the centre of our own galaxy,” explained astronomer Bernard Carr of Queen Mary University London.
“Whilst there isn’t currently evidence for the existence of SLABs, it’s conceivable that they could exist and they might also reside outside galaxies in intergalactic space, with interesting observational consequences.”
Black holes have only a few somewhat broad mass categories. There are stellar-mass black holes those are black holes that are around the mass of a star, up to around 100 solar masses. The next category up is intermediate mass black holes, and how large they get seems to depend on who you talk to. Some say 1,000 solar masses, some say 100,000, and others say 1 million whatever the upper limit is, these seem to be pretty rare.
Supermassive black holes (SMBHs) are much, much larger, on the order of millions to billions of solar masses. These include the SMBH at the heart of the Milky Way, Sagittarius A*, at 4 million solar masses, and the most photogenic SMBH in the Universe, M87*, at 6.5 billion solar masses.
The chonkiest black holes we’ve detected are ultramassive, more than 10 billion (but less than 100 billion) solar masses. These include an absolute beast clocking in at 40 billion solar masses in the centre of a galaxy named Holmberg 15A.
“However, surprisingly, the idea of SLABs has largely been neglected until now,” Carr said.
“We’ve proposed options for how these SLABs might form, and hope that our work will begin to motivate discussions amongst the community.”
The thing is, scientists don’t quite know how really big black holes form and grow. One possibility is that they form in their host galaxy, then grow bigger and bigger by slurping up a whole lot of stars and gas and dust, and collisions with other black holes when galaxies merge.
This model has an upper limit of around 50 billion solar masses – that’s the limit at which the object’s prodigious mass would require an accretion disc so massive it would fragment under its own gravity. But there’s also a significant problem: Supermassive black holes have been found in the early Universe at masses too high to have grown by this relatively slow process in the time since the Big Bang.
Another possibility is something called primordial black holes, first proposed in 1966. The theory goes that the varying density of the early Universe could have produced pockets so dense, they collapsed into black holes. These would not be subject to the size constraints of black holes from collapsed stars, and could be extremely small or, well, stupendously large.
The extremely small ones, if they ever existed, would probably have evaporated due to Hawking radiation by now. But the much, much larger ones could have survived.
So, based on the primordial black hole model, the team calculated exactly how stupendously large these black holes could be, between 100 billion and 1 quintillion (that’s 18 zeroes) solar masses.
The purpose of the paper, the researchers said, was to consider the effect of such black holes on the space around them. We may not be able to see SLABs directly – black holes that aren’t accreting material are invisible, since light cannot escape their gravity – but massive invisible objects can still be detected based on the way space around them behaves.
