الفلك

كيف يمكننا معرفة طبيعة الرفيق في ثنائي النجم النيوتروني؟

كيف يمكننا معرفة طبيعة الرفيق في ثنائي النجم النيوتروني؟


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

يمكن أن يكون رفيق النجم النيوتروني هو نجم تسلسل رئيسي أو قزم أبيض أو نجم نيوتروني أو ثقب أسود.

اكتشفنا ثنائي نجمي نابض منذ عدة عقود. ولكن إذا لم يشع أحد النجوم النابضة نحونا ، فقد لا نتمكن من معرفة أنه نجم نابض أو ثقب أسود. إذا لم يكن النجم المرافق نجمًا متسلسلًا رئيسيًا ، فكيف نعرف طبيعة المرافق في ثنائي النجم النيوتروني؟

من بين الأنظمة الثنائية التي تحتوي على نجم نيوتروني واحد ، هل من الممكن أن يكون هناك نجم نيوتروني آخر أو ثقب أسود مخفي؟


من أجل أن يكون هناك شيء ممكن في هذا الكون ، لا يجب أن تكون متسقة مع الفيزياء نعلم. غالبًا ما أدت المفاجآت الفلكية إلى مراجعات في نظرياتنا. وبالتالي ، فإن جميع المواقف النادرة التي وصفتها ممكنة.

كيف نكتشف مثل هذه الأنظمة المراوغة؟

ليس هناك إجابة محددة. استنادًا إلى البيانات التي لدينا حول النظام ، يمكنك الإبداع أثناء إجراء تحليل البيانات والتوصل إلى طرق جديدة. هذا هو أحد الأسباب التي تجعل العلم يستمر في كونه ممتعًا.

ربما يمكن للشخص الذي لديه بعض الخبرة في الأمر المعني أن يتوسع.

أيضًا ، مثل هذه الأنظمة نادرة بسبب سبب مادي. يضمن النقل الجماعي بين الأنظمة الثنائية أن أحد النجوم يتطور قبل الآخر. النجم الآخر إما أن ينتهي به الأمر إلى كونه نجمًا منخفض الكتلة ويتطور وفقًا لذلك في معظم الحالات. تمثل الحالات المتبقية وصفك النادر للأنظمة.

انظر Algol Paradox لقراءة ممتعة.


إحدى الطرق لمعرفة ما إذا كان أحد الجسمين (أو كليهما) هو ثقب أسود ، أو نجم نيوتروني ، أو قزم أبيض ، أو أي جسم مضغوط آخر ، هو محاولة قياس كتلته. على سبيل المثال ، يعتبر كل من النجم النيوتروني والقزم الأبيض من بقايا النجوم المدمجة. ومع ذلك ، هناك عامل واحد حاسم يحدد نوع البقايا النجمية التي سيصبح عليها النجم السلف: كتلة البقية.

حد Chandrasekhar ($ sim1.39M _ { odot} $) هو الحد الأقصى لكتلة القزم الأبيض. حد تولمان-أوبنهايمر-فولكوف ($ sim1.5-3.0M _ { odot} $) هو الحد الأقصى لكتلة نجم نيوتروني. عدم اليقين الكبير في الأخير يعني أنه ليس مفيدًا بشكل خاص لتحديد الأجسام المدمجة التي يمكن أن تكون نجومًا نيوترونية أو ثقوبًا سوداء منخفضة الكتلة.

لذا إذا كنت تعرف كتلة أحد الأجسام - ولنفترض أنها تقع ضمن النطاق الكتلي لأحد فئات البقايا النجمية - فقد تتمكن من معرفة نوعها. كيف تقيس الكتلة؟ حسنًا ، يمكنك دراسة مدار النجم المرافق لمحاولة تحديد تأثير بقايا النجوم على مداره.

هناك طريقة أخرى وهي دراسة موجات الجاذبية المنبعثة من النظام. لا يمكن أن تنبعث هذه الموجات إلا في ظل ظروف معينة - على سبيل المثال ، في نظام النجوم النيوترونية الثنائية - انظر ، على سبيل المثال ، نظام Hulse-Taylor الثنائي ، المعروف أيضًا باسم PSR B1913 + 16. الطاقة المشعة لأن هذه الموجات ، وكذلك الاضمحلال المداري ، تعتمد على كتل الأجسام. بينما يعد اكتشاف موجات الجاذبية مهمة صعبة للغاية ، إلا أن هناك العديد من أجهزة الكشف المخطط لها أو قيد التشغيل بالفعل ، مثل eLISA و LIGO.

يمكنك أيضًا محاولة البحث عن تأثيرات أخرى تميز بعض البقايا النجمية. على سبيل المثال ، يميز نمط معين من موجات الراديو النجم النابض (الأقزام البيضاء والثقوب السوداء ليست مصادر راديوية قوية في العادة). ومع ذلك ، إذا لم تكن الكائنات مضيئة ، فقد لا يكون ذلك فعالاً.


اقتباس من الموقع الإلكتروني لمشروع مجلس البحوث الأوروبي BlackHoleCam (اعتبارًا من 17/2/2020):

على الرغم من أن أنظمة Pulsar-BH يمكن أن توفر معايير فريدة لنظريات الجاذبية ، إلا أنه من المتوقع أن تكون نادرة جدًا ولم يتم حتى الآن العثور على نظام بولسار- BH واحد.

من حيث المبدأ ، يمكن استخدام نظام pulsar-BH لتأكيد طبيعة الثقب الأسود للرفيق وقياس كتلة BH ودورانه ، من خلال تحليل التوقيت الدقيق للنبضات (الراديوية) الصادرة عن النجم النابض.

إذا لم يكن النجم النيوتروني نجمًا نابضًا ، فليس هناك الكثير لإعطاء هذه الثنائيات بعيدًا ، إلا عندما تندمج.

هناك عدد من الأنظمة المرشحة التي تم اقتراحها كمصدر لإشارات موجات الجاذبية المكتشفة من دمج الأجسام المدمجة ، ولكن لم يتم الإبلاغ عن نظير بصري قد يقدم بعض الأدلة المؤكدة.


خيارات الوصول

احصل على الوصول الكامل إلى دفتر اليومية لمدة عام واحد

جميع الأسعار أسعار صافي.
سيتم إضافة ضريبة القيمة المضافة في وقت لاحق عند الخروج.
سيتم الانتهاء من حساب الضريبة أثناء الخروج.

احصل على وصول محدود أو وصول كامل للمقالات على ReadCube.

جميع الأسعار أسعار صافي.


اكتشاف نظام نجمي نيوتروني غير عادي في مسار الاصطدام اختراق للألغاز العالمية

انطباع الفنان عن النجم النابض المكتشف حديثًا PSR J1913 + 1102 ونظيره الثنائي. مرصد أريسيبو / جامعة سنترال فلوريدا - ويليام جونزاليس وآندي توريس.

بقلم كاتي باليستر

أعلن فريق دولي من علماء الفلك اليوم (8 يوليو 2020) في دورية Nature عن اكتشاف مذهل لنظام ثنائي غير عادي للنجم النيوتروني. نجم نيوتروني سريع الدوران (أي نجم نابض) ، يُدعى PSR J1913 + 1102 ، محبوس في مدار ضيق مع بقايا نجمية أخرى مكتظة بكثافة ، من المقرر أن تصطدم في حوالي 470 مليون سنة - قريبًا نسبيًا في النطاقات الزمنية الكونية. عندما يفعلون ذلك ، سيطلق الحدث كميات غير عادية من الطاقة مثل موجات الجاذبية والضوء.

لكن الاهتمام المتزايد بالثنائي يأتي من الاختلاف في جماهيرهم. في الواقع ، فإن النظام ، الذي تمت ملاحظته بواسطة تلسكوب Arecibo الراديوي في بورتوريكو ، هو أكثر نظام ثنائي نجمي نيوتروني مدمج غير متماثل اكتشف على الإطلاق. يشير وجودها إلى أن هناك الكثير من الأنظمة المماثلة في الفضاء والتي يمكن أن توفر تصادماتها الكارثية رؤى جديدة حول التركيب الغامض للنجوم النيوترونية وحتى تساعد في تحديد قياس أكثر دقة لمعدل تمدد الكون (ثابت هابل) .

ومن المثير للاهتمام ، أن الباحثين يعتقدون أن أول اندماج نجمي نيوتروني تم اكتشافه ، في عام 2017 ، يمكن أن يكون نتيجة لمثل هذا النظام الثنائي غير المتماثل.

"على الرغم من أنه يمكن تفسير GW170817 من خلال نظريات أخرى ، يمكننا أن نؤكد أن النظام الرئيسي للنجوم النيوترونية ذات الكتل المختلفة بشكل كبير ، على غرار نظام PSR J1913 + 1102 ، هو تفسير معقول للغاية" ، هذا ما قاله الباحث الرئيسي الدكتور روبرت فردمان ، من الجامعة من إيست أنجليا ، المملكة المتحدة ، في بيان. "ربما الأهم من ذلك ، أن الاكتشاف يسلط الضوء على أن هناك العديد من هذه الأنظمة الموجودة - حيث تشكل أكثر من واحد من كل 10 ثنائيات ثنائية للنجوم النيوترونية المدمجة."

يمكن أن ينتج عن عدم المساواة في كتل النجم في هذه الأنظمة الثنائية اندماج أكثر إثارة من اندماج الأنظمة متساوية الكتلة. علاوة على القوة الهائلة المنبعثة في جزء من الثانية عندما يصطدم النجمان ، ويقدر أنهما أكبر بعشرات المرات من كل النجوم في الكون مجتمعة ، يتم إخراج كميات هائلة من الكتلة ، مما يزيد من سطوع الحدث.

أوضح فردمان: "نظرًا لأن نجمًا نيوترونيًا واحدًا أكبر بشكل ملحوظ ، فإن تأثيره الثقالي سيشوه شكل النجم المرافق له - حيث يزيل كميات كبيرة من المادة قبل اندماجها فعليًا ، وربما يؤدي إلى تعطيلها تمامًا". "هذا" اضطراب المد والجزر "يقذف كمية أكبر من المواد الساخنة مما هو متوقع للأنظمة الثنائية متساوية الكتلة ، مما يؤدي إلى انبعاث أقوى."

تابع المؤلف المشارك الدكتور باولو فريري ، من معهد ماكس بلانك لعلم الفلك الراديوي في بون ، ألمانيا: "سيسمح مثل هذا الاضطراب لعلماء الفيزياء الفلكية باكتساب أدلة جديدة مهمة حول المادة الغريبة التي تشكل الأجزاء الداخلية لهذه الأجسام الشديدة الكثافة" . "لا تزال هذه المسألة لغزًا رئيسيًا - إنها كثيفة لدرجة أن العلماء ما زالوا لا يعرفون ما هو مصنوع بالفعل."

ومع ذلك ، فإن الجزء الداخلي من النجوم النيوترونية ليس اللغز الوحيد الذي يمكن استكشافه. نظرًا لأن النظام غير المتماثل من شأنه أن يضيء المادة المقذوفة ، فإن كلاً من كاشفات موجات الجاذبية (مثل LIGO و VIRGO) والتلسكوبات التقليدية ستكون قادرة على تحديد الاصطدام.

وأضاف فردمان: "من المثير أن هذا قد يسمح أيضًا بقياس مستقل تمامًا لثابت هابل - معدل تمدد الكون". "الطريقتان الرئيسيتان للقيام بذلك متعارضان حاليًا مع بعضهما البعض ، لذا فهذه طريقة حاسمة لكسر الجمود وفهم كيفية تطور الكون بمزيد من التفصيل."


أكبر نجم نيوتروني في الكون

النجوم النيوترونية هي بقايا نجمية فائقة الكثافة وصلت إلى نهاية حياتها التطورية. تحزم هذه الأشياء كمية هائلة من المواد في مساحة صغيرة.

الجسم ، المسمى J0740 + 6620 ، هو نجم نابض سريع الدوران من ميلي ثانية. يحزم 2.14 كتلة شمسية في كرة بعرض 15 ميلاً (24 كم) فقط.

هذا هو الحد الأقصى تقريبًا لمدى الكتلة التي يمكن أن يصل إليها الجسم دون أن يسحق نفسه في ثقب أسود.

النجوم النيوترونية غامضة للغاية لأننا لا نعرف مما تتكون. وبالتالي ، لا نعرف حتى مقدار الكتلة التي يمكن أن تصل إليها هذه النجوم.

يدور بعضها مئات المرات كل ثانية ، وبالتالي تنبعث منها حزم من موجات الراديو من أقطابها المغناطيسية.

نظرًا لأن النجوم النيوترونية تدور بمعدل سريع للغاية ، يستخدمها علماء الفلك كمكافئ كوني للساعات الذرية.

أكبر نجم نيوتروني في الكون

يساعد هذا الباحثين على دراسة طبيعة الزمكان ، وقياس كتل الأجسام النجمية ، وتحسين فهمهم للنسبية العامة.

J0740 + 6620 ، التي تقع على بعد حوالي 4600 سنة ضوئية من الأرض ، لديها قزم أبيض رفيق.

في حالة هذا النظام الثنائي ، الذي يكاد يكون على حافة الأرض ، ساعدت هذه الدقة الكونية علماء الفلك في حساب كتلة النجمين.

عندما يمر النجم النابض خلف رفيقه القزم الأبيض ، يحدث تأخير بسيط في وقت وصول الإشارات. يسمي العلماء هذه الظاهرة بـ Shapiro Delay.

تؤدي الجاذبية من النجم القزم الأبيض المصاحب إلى تشويش الفضاء المحيط وتجعل إشارات الرادار الخاصة بالنجم النيوتروني تنتقل أكثر.

يمكن لعلماء الفلك استخدام مقدار هذا التأخير لحساب كتلة القزم الأبيض وبمجرد معرفة كتلة الجسم المصاحب ، تصبح عملية مباشرة نسبيًا لتحديد كتلة الآخر بدقة.


تبحث الدراسة في طبيعة الأشعة السينية الثنائية IGR J18214-1318

طيف النطاق العريض XRT و BAT من Swift لـ IGR J18214-1318. اللوحة العلوية: البيانات والنموذج الأنسب tbabs * pcfabs * (nthComp). اللوحة السفلية: المخلفات بوحدات الانحرافات المعيارية. الائتمان: Cusumano et al. ، 2020.

باستخدام مراصد فضائية مختلفة ، حقق علماء الفلك الإيطاليون في مصدر ثنائي للأشعة السينية يُعرف باسم IGR J18214-1318. تقدم نتائج الدراسة ، المفصلة في ورقة بحثية نُشرت في 14 سبتمبر على خادم arXiv قبل الطباعة ، معلومات مهمة حول خصائص هذا النظام ، مما يلقي مزيدًا من الضوء على طبيعته.

تتكون ثنائيات الأشعة السينية من نجم عادي أو قزم أبيض ينقل الكتلة إلى نجم نيوتروني مضغوط أو ثقب أسود. بناءً على كتلة النجم المرافق ، يقسمها علماء الفلك إلى ثنائيات أشعة سينية منخفضة الكتلة (LMXBs) وثنائيات أشعة سينية عالية الكتلة (HMXBs).

IGR J18214-1318 عبارة عن HMXB تم اكتشافه بواسطة القمر الصناعي INTEGRAL لمختبر الفيزياء الفلكية لأشعة غاما INTEGRAL في عام 2006. ويرتبط الجسم بـ USNO-B1.0 0766-0475700 — وهو على الأرجح نجم من النوع الطيفي O9I.

من أجل الحصول على مزيد من الأفكار حول طبيعة IGR J18214-1318 ، قام فريق من علماء الفلك بقيادة جيانكارلو كوسومانو من معهد الفيزياء الفلكية والفيزياء الكونية في باليرمو بإيطاليا ، بتحليل مجموعة بيانات تغطي 13 عامًا من الملاحظات لهذا المصدر باستخدام مركبة الفضاء سويفت التابعة لناسا. استُكملت الدراسة ببيانات من مركبة الفضاء الفضائية XMM-Newton التابعة لوكالة الفضاء الأوروبية ومصفوفة التلسكوب الطيفي النووي التابعة لناسا (NuSTAR).

"في هذا العمل ، نقدم تحليلًا زمنيًا وطيفيًا لـ IGR J18214-1318 ، وهو مصدر اكتشفه INTEGRAL على مستوى المجرة. (.) لقد استغلنا البيانات الأرشيفية استنادًا إلى بيانات Swift و XMM-Newton و NuSTAR المتاحة على IGR J18214- 1318 من أجل دراسة محدثة للخصائص الطيفية والتوقيتية لهذا المصدر "، كتب علماء الفلك في الورقة.

تشير النتائج إلى أن الفترة المدارية لـ IGR J18214-1318 تقارب 5.42 يومًا. تم حساب أن كتلة النجم النيوتروني للنظام تبلغ حوالي 1.4 كتلة شمسية ، بينما تبين أن النجم المرافق ، الذي يبلغ نصف قطره حوالي 22 نصف قطر شمسي ، أكبر بنحو 30 مرة من شمسنا.

بناءً على النتائج ، قدر الباحثون أن عنصري IGR J18214-1318 مفصولين بنحو 41 نصف قطر شمسي ، وهي مسافة قريبة نسبيًا ، مع مراعاة حجم النجم المصاحب. خلص علماء الفلك إلى أن هذا الفصل المداري الضيق والنوع الطيفي للرفيق (O9) يقترحان أن IGR J18214-1318 هو مصدر لتراكم الرياح مع انحراف أقل من 0.17.

وأشار مؤلفو الورقة البحثية إلى أن "هذا الفصل المداري المحكم شائع بين النجوم النيوترونية التي تغذيها الرياح والتي تتراكم من نجم مصاحب من النوع O".

علاوة على ذلك ، تظهر نتائج Swift أن طيف الأشعة السينية 1-10 كيلو فولت من IGR J18214-1318 متغير. هذا بسبب تغير الظروف المحلية على الامتصاص المحايد ومعدل التراكم. عندما يتعلق الأمر بطيف الأشعة السينية الصلب (أعلى من 15 كيلو فولت) ، يبدو أنه يهيمن عليه بشكل عام الذيل الأسي للمكون المكوّن ، ويعتمد فقط على درجة حرارة الإلكترونات ومعدل تراكم الكتلة اللحظي.


يكشف البحث عن موجات الجاذبية المستمرة والمراوغة الكثير عن طبيعة النجوم النيوترونية

انطباع الفنان عن موجات الجاذبية المستمرة الناتجة عن دوران نجم نيوتروني غير متماثل. المواد التي يتم سحبها من النجم المرافق هي إحدى الطرق التي يُنظر إليها على الأرجح لظهور مثل هذه المجموعات. حقوق الصورة: مارك مايرز ، جامعة أوزجراف سوينبورن

بقلم ستيفن لونتز

يقول علماء الفلك الذين يبحثون عن أول اكتشاف لموجة جاذبية مستمرة إنهم تعلموا الكثير من خلال عدم العثور عليها. ليس هناك شك في أن المكافآت العلمية لاكتشاف همهمة الجاذبية الأولى الناتجة عن دوران نجم نيوتروني مشوه قليلًا ستكون أكبر ، ولكن حتى الفشل الواضح قد شهد إصدار ثلاث أوراق بحثية اليوم.

مرت ست سنوات فقط منذ اكتشاف أول موجة جاذبية ناجمة عن تصادم بين الثقوب السوداء. إن العثور على مثل هذه الأحداث يكاد يكون أمرًا روتينيًا ، وتلاه ملاحظة اندماج نجمين نيوترونيين ، من بين أهم الاكتشافات العلمية في القرن ، مما أدى إلى تغيير أفكارنا حول أصول العناصر الثقيلة.

ومع ذلك ، فهذه أحداث حادة لكنها قوية. إن موجات الجاذبية المستمرة ، التي يُتوقع أن تنتج عن دوران أجسام غير كروية شديدة الكثافة مثل النجوم النيوترونية ، تمد طاقتها على مدى فترات زمنية أطول بكثير. قارن الدكتور كارل ويت من الجامعة الوطنية الأسترالية (ANU) الموجات التي تسببها الاصطدامات التي لاحظناها بـ "صرير الكوكاتو - بصوت عالٍ وصاخب ، من السهل جدًا اكتشافها! ومع ذلك ، فإن موجة الجاذبية المستمرة تشبه الطنين الخافت المستمر لنحلة بعيدة "، في بيان. وصف آخرون المطاردة بأنها "مثل محاولة التقاط صرير فأر وسط قطيع من الأفيال يتدفق."

ومع ذلك ، قالت البروفيسورة سوزان سكوت من كلية أبحاث ANU للفيزياء لـ IFLScience ، إذا اكتشفنا موجات الجاذبية المستمرة ، فإن حجمها وشكلها سيخبراننا كثيرًا عن طبيعة النجوم النيوترونية ، مثل مدى صلابة المادة في الظروف الأكثر قسوة بالخارج. الثقوب السوداء.

عندما تتشكل النجوم النيوترونية من بقايا المستعرات الأعظمية ، يُعتقد أن عدم التناسق في الانفجار يجعلها إهليلجية قليلاً ، أطول ببضعة مليمترات في اتجاه واحد عن الآخر ، وقطرها من 10 إلى 15 كيلومترًا. ومع ذلك ، فإن الكثافة غير المفهومة للنجوم النيوترونية (فهي تحتوي على أكثر من كتلة شمسية في هذا الحجم) ، والسرعة السريعة التي تدور بها ، تعني أن هذه العيوب تجعلها تفقد الطاقة.

قال سكوت لـ IFLScience: "يمكننا تقدير كمية الطاقة التي يفقدها النجم النيوتروني". "إذا كان هذا كله في شكل موجات الجاذبية ، فيمكننا حساب اتساعها على الأرض." وأضافت أن أجهزة الكشف لدينا الآن حساسة للغاية ، ومن المفترض أن نتمكن من تسجيل النهاية العليا لهذه التقديرات.

كلما فشلنا في العثور على هذه الموجات ، زادت احتمالات طبيعة النجوم النيوترونية التي يمكننا القضاء عليها. يعد اكتشاف الموجات الثقالية (أو لا) علمًا كبيرًا جدًا. سكوت هو واحد من أكثر من ألف من مؤلفي الورقة البحثية في مجلة الفيزياء الفلكية التي تصف الملاحظات التي تستهدف 15 نجمًا نيوترونيًا "شابًا" ، عمرها مئات أو آلاف السنين. تلاحظ الورقة أنه "لم يتم تحديد أي دليل على [الموجات المستمرة]". هذا يعني أن النجوم النيوترونية هي إما كروية أكثر مما تقترحه بعض النماذج ، أو أنها تفقد الكثير من طاقتها بطرق أخرى ، مثل الأشعة السينية وموجات الراديو الصادرة عن النجوم النابضة.

تصف الورقة المصاحبة البحث عن موجات الجاذبية من النجوم النيوترونية في الأنظمة الثنائية. غالبًا ما تسمح مجالات الجاذبية الهائلة للنجوم النيوترونية لها بسحب الغاز من النجوم المصاحبة لها. قد يؤدي هذا إلى حدوث تفاوت مؤقت مع استقرار المادة الجديدة.

تضييق الورقة الثالثة البحث وصولاً إلى نجمة واحدة PSR J0537−6910 والتي ، كما لاحظ المؤلفون ، "تتمتع بأكبر قدر من لمعان الدوران لأسفل من أي نجم نابض ويعرض مواطن الخلل المتكررة والقوية." هذه الميزات تجعله مرشحًا قويًا بشكل خاص لاكتشاف الموجات المستمرة ، مما يحفز علماء الفلك في جميع أنحاء العالم على إعطائها اهتمامًا خاصًا. ومع ذلك ، لم يتم العثور على شيء ، مما يشير إلى أن موجات الجاذبية تحمل أقل من 14 في المائة من الطاقة التي تفقدها PSR J0537−6910 لأنها تتباطأ بسرعة.


قد نعرف أخيرًا كيف تنفجر البلازما عبر الحقول المغناطيسية المجنونة للنجوم النيوترونية

لقد قربتنا الحسابات الجديدة من علماء الفيزياء الذين يشعرون بالملل من فهم كيفية سقوط المواد على النجوم النيوترونية لإطلاق انفجارات قوية من ضوء الأشعة السينية.

إذا انجذبت جاذبية كافية من البلازما إلى النجم الميت من رفيق ثنائي ، فإن كتلته كافية لتمرير طريق عبر الحاجز الذي أنشأه المجال المغناطيسي القوي للنجم النيوتروني ، مما يشق طريقه إلى الغلاف الجوي للنجم النيوتروني.

إنه جزء مهم من اللغز الذي لم يتم حله منذ فترة طويلة وهو تراكم النجوم النيوترونية ووهجات الأشعة السينية. يمكن أن يساعدنا هذا الاكتشاف على فهم سلوك البلازما في المجالات المغناطيسية بشكل أفضل - وهو أمر يمكن تطبيقه على تطوير اندماج البلازما هنا على الأرض.

قال عالم فيزياء البلازما راسل كولسرود من مختبر برينستون لفيزياء البلازما: "بدأ هذا البحث بأسئلة مجردة".

"كيف يمكن للمادة المصاحبة للنجم أن تخترق المجال المغناطيسي القوي للنجم النيوتروني لإنتاج أشعة سينية ، وما الذي يسبب التغيرات المرصودة في تلك المجالات؟"

تعتبر النجوم النيوترونية من بين أكثر الأجسام كثافة في الكون. إنها ما يحدث عندما يصل نجم بكتلة معينة (بين 8 و 30 ضعف كتلة الشمس) إلى نهاية عمر تسلسله الأساسي ويموت.

تنفجر المادة النجمية الخارجية في انفجار مستعر أعظم ، بينما ينهار قلب النجم بفعل الجاذبية ، مكونًا كرة مضغوطة فائقة الكثافة ستتوقف عن التألق على مدى ملايين السنين - الشيء الوحيد الذي يبقيه متوهجًا هو الحرارة المتبقية.

عندما نقول كثيف ، فإننا نعني كثيف، جدا. الشيء الوحيد الأكثر كثافة هو الثقب الأسود (والذي إذا كان النجم السالف أكبر من 30 كتلة شمسية ، لكان اللب قد انهار فيه). تبلغ كتلة النجم النيوتروني حوالي 1.5 ضعف كتلة الشمس ، ومعبأة في شيء ربما يبلغ عرضه 10 كيلومترات (6.2 ميل).

تتواجد هذه الأجسام المتطرفة في الفضاء ، وعادة ما يكون لها مجال مغناطيسي أقوى تريليونات المرات من المجال المغناطيسي للأرض. في بعض الأحيان ، يرافقهم رفيق ثنائي ، على مسافة قريبة بما يكفي بحيث يمكن للنجم النيوتروني أن يلتقط ويجمع المواد من الغلاف الجوي للرفيق.

عندما يحدث هذا ، تشكل المادة قرصًا يتغذى على النجم النيوتروني ، ويكتسب الطاقة مع تسارعه بسبب الجاذبية. تتسرب هذه الطاقة على شكل أشعة سينية ، وغالبًا ما تتركز في أعمدة أو نقاط ساخنة في أقطاب النجم النيوتروني. نحن نعلم أن هذا يحدث وقد لاحظناه. لكن مسألة كيفية مرور البلازما عبر المجال المغناطيسي ظلت قائمة.

لحسن الحظ ، كان لدى Kulsrud بعض الوقت بين يديه.

وأوضح: "عندما بدأ الوباء وكان الجميع محصورين في منازلهم ، قررت أن أتخذ نموذج نجم نيوتروني وأعمل على بعض الأشياء".

أجرى هو وزميله ، عالم الفيزياء الفلكية رشيد صونيايف من معهد ماكس بلانك للفيزياء الفلكية في ألمانيا ، نمذجة رياضية لمعرفة ما إذا كانت البلازما ترتكز على المجال المغناطيسي وتسحبه ، أو تمكنت من الانزلاق ، وتركه سليمًا.

وفقًا لحساباتهم ، هذا هو الأخير. إذا كانت كتلة البلازما المتساقطة عالية بما يكفي ، فيمكنها ممارسة ضغط الجاذبية على المجال المغناطيسي. ينتج عن هذا سلسلة من التقلبات في قوة المجال المغناطيسي ، مما يؤدي إلى عدم استقرار يسمح للبلازما بالمرور من خلالها.

بمجرد أن تكون البلازما على الجانب الآخر ، يتم توجيهها على طول خطوط المجال المغناطيسي للنجم النيوتروني إلى القطبين ، حيث تتراكم على النجم النيوتروني.

وفقًا لهذا النموذج ، تصبح البلازما المتراكمة عند القطب ثقيلة جدًا بحيث لا تظل مدعومة على السطح ، وتغرق في باطن النجم النيوتروني. يؤدي الضغط الداخلي الإضافي عند القطبين إلى تشويه المجال المغناطيسي. بمرور الوقت ، يتسبب الضغط في انتشار البلازما الواردة على كامل سطح النجم النيوتروني ، مما ينتج عنه إشعاع X عالمي.

قال كولسرود: "يمكن للكتلة المضافة على سطح النجم النيوتروني أن تشوه المنطقة الخارجية للحقل المغناطيسي للنجم". "إذا كنت تراقب النجم ، يجب أن ترى أن الإشعاع المنبعث من المجال المغناطيسي سيتغير تدريجياً. وفي الحقيقة هذا ما نراه."

يلاحظ الفريق أنه من غير المرجح أن تنطبق تكهناتهم على جميع النجوم النيوترونية ، لأن معالجتهم لعدم الاستقرار تقريبي. ومع ذلك ، فإن النتائج تتنبأ بالشكل المتغير للمجال المغناطيسي بمرور الوقت ، بالإضافة إلى النتيجة النهائية.

على مدار بضع عشرات الآلاف من السنين ، سيزيد النجم النيوتروني من كتلته تدريجياً ، وكذلك نصف قطره بمعدل حوالي مليمتر في السنة ، ويصل في النهاية إلى حالة مستقرة في مجاله المغناطيسي.

ويمكن أن يكون للرياضيات تطبيقات في تطوير مفاعلات توكاماك الاندماجية ، التي تستخدم المجالات المغناطيسية لحصر البلازما.

قال كولسرود: "على الرغم من عدم وجود أي تطبيقات مباشرة لهذا البحث لتطوير طاقة الاندماج ، فإن الفيزياء متوازية".

"إن انتشار الطاقة من خلال توكاماك ، وهي منشآت اندماج على شكل دونات مستخدمة حول العالم ، يشبه انتشار المادة عبر المجال المغناطيسي للنجم النيوتروني."

تم نشر البحث في مجلة فيزياء البلازما.


النجم يلتهم رفيق

اكتشف فريق دولي من الباحثين نجما تحول إلى نجم نابض أثناء عملية التهام جاره النجمي ، وهو فعل يسرع دورانه لأنه يستهلك المزيد والمزيد من المواد.

هذا الاكتشاف ، الذي تم إجراؤه باستخدام مرصدين فضائيين ، يمثل المرة الأولى التي يرى فيها علماء الفلك نجمًا نابضًا يسرع من سرعته في تجريد المواد من النجم المرافق. [رسم متحرك للعملية متاح هنا عبر وكالة الفضاء الأوروبية (ESA).

استخدم علماء الفلك مرصد أشعة غاما المتكامل التابع لوكالة الفضاء الأوروبية (ESA) ومستكشف توقيت الأشعة السينية روسي التابع لناسا لمراقبة النجم النابض. سيظهر البحث في العدد القادم من مجلة علم الفلك والفيزياء الفلكية.

قال قائد المراقبة المتكاملة ماوريتسيو فالانجا ، من ساكلاي ، مفوضية فرنسا؟ "لقد وصلنا إلى النقطة التي يمكننا فيها أن ننظر إلى أي نجم نابض سريع الدوران ومعزول ونقول ،" كان هذا الرجل لديه رفيق ". l'Energie Atomique (CEA) ، في بيان.

وأضاف الباحثون أن الملاحظات قد تساعد علماء الفلك على فهم كيف تتصاعد النجوم النابضة بطيئة الدوران في الأنظمة الثنائية لتصبح كائنات فردية سريعة الدوران.

النجم النابض هو نجم نيوتروني دوار ، يتكون من موت نجم ضخم. يمكن للنجوم النيوترونية الدوارة ذات المجالات المغناطيسية القوية أن تشع طاقة مثل المنارات أثناء دورانها ، وإرسال إشارات تظهر كنبضات - ومن هنا جاءت تسميتها - إلى مراقبين ثابتين.

في حين أن كتلة النجوم النيوترونية لها نفس كتلة الشمس تقريبًا ، إلا أنها أصغر بكثير ، حيث يبلغ عرضها حوالي 12 ميلًا (20 كيلومترًا) أو عرضها. على سبيل المقارنة ، يبلغ قطر الشمس حوالي 865000 ميل (1.4 مليون كيلومتر).

النجم النابض الذي درسه فالانجا وزملاؤه ، والمعروف باسم IGR J00291 + 5934 ، هو النجم السادس الذي يتغذى من نجم مرافق ، ولكن الأول الذي لوحظ مع زيادة معدل دورانه. قال الباحثون إن النجم النابض هو أحد أسرع النجوم على الإطلاق ، حيث يرسل إشارة أشعة سينية مكثفة مرة واحدة كل 1.67 مللي ثانية.

سجل المرصد المتكامل لأول مرة النجم النابض عندما انطلق من موقعه في المنطقة الخارجية من مجرة ​​درب التبانة في 2 ديسمبر 2004. ثم استخدم الباحثون مركبة توقيت روسي التابعة لوكالة ناسا لتسجيل سرعة النجم النابض. وقال مسؤولو وكالة الفضاء الأوروبية إنه بينما عثرت المركبة الفضائية روسي على أربعة من ستة أنظمة نجمية ثنائية ، كان الاكتشاف الأول من نوعه لشركة Integral.

باستخدام ملاحظات روسي ، وجد الباحثون أن النجم النابض قد قلل بالفعل نجمه المصاحب إلى حجم أصغر بكثير من حجم الشمس ، تاركًا كتلة كوكب المشتري 40 مرة فقط. يقفل الجسمان في مدار ثنائي أصغر من نصف قطر الشمس ، ويكمل الجسمان دورة كاملة كل 2.5 ساعة وهما قريبان بدرجة كافية للسماح بحدوث تأكل نجمي - المعروف باسم التراكم -.

لكن العملية لن تستمر إلى الأبد. في النهاية ، سوف يلتهم النجم النابض رفيقه تمامًا ويترك ليدور بمفرده.

قال دنكان جالواي ، المسؤول عن ملاحظات روسي في معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا: "من المتوقع أن يتوقف التراكم بعد مليار. سنة أو نحو ذلك".


اكتشف رفيق تايكو سوبر نوفا

بقلم: ليزا آر جونستون 4 نوفمبر 2004 0

احصل على مقالات مثل هذه المرسلة إلى صندوق الوارد الخاص بك

تكشف صورة مرصد شاندرا للأشعة السينية هذه البقايا الغازية الناتجة عن مستعر أعظم رصده تايكو براهي في عام 1572. يمثل اللون الأحمر والأخضر والأزرق طاقات الأشعة السينية المنخفضة والمتوسطة والعالية ، على التوالي. يعد الافتقار إلى مصدر نقطة مركزي واحدًا من عدة أدلة على أن البقية نتجت عن مستعر أعظم من النوع Ia. حدث من النوع الثاني كان سيخلق نجمًا نيوترونيًا متوهجًا. كان الجزء السفلي من الصورة خارج مجال الكاشف.

النجم السهام في صورة تلسكوب هابل الفضائي (على اليمين) هو تايكو جي ، وهو نجم سريع الحركة قد يكون رفيق القزم الأبيض الذي شوهد وهو ينفجر في عام 1572. تايكو جي مشابه للشمس ولكنه أقدم بعدة مليارات من السنين . يتم تعويضه بشكل ملحوظ (بمقدار 2.6 ثانية قوسية) من مركز بقايا المستعر الأعظم. حركتها أسرع بكثير من حركة أي نجم آخر في جوارها.


شاهد الفيديو: النجوم النيوترونية (شهر نوفمبر 2022).