Magnetars: Extreme Magnetic Fields

المغناطيسات: الحقول المغناطيسية القصوى

نوع نادر من النجوم النيوترونية ذات حقول مغناطيسية فائقة القوة، تسبب زلازل نجمية عنيفة

النجوم النيوترونية، التي هي بالفعل أكثر بقايا النجوم كثافة بعد الثقوب السوداء، يمكن أن تحمل حقولاً مغناطيسية أقوى بمليارات المرات من تلك الموجودة في النجوم النموذجية. من بينها، فئة نادرة تسمى المغناطارات تظهر أشد الحقول المغناطيسية التي لوحظت في الكون، تصل إلى 1015 جاوس أو أكثر. يمكن لهذه الحقول فائقة القوة أن تنتج ظواهر غريبة وعنيفة—زلازل نجمية، ووهجات هائلة، وانفجارات أشعة غاما التي تتفوق على مجرات كاملة لفترات قصيرة. في هذا المقال، نستكشف الفيزياء وراء المغناطارات، توقيعاتها الرصدية، والعمليات القصوى التي تشكل انفجاراتها ونشاط سطحها.

1. طبيعة وتكوين المغناطارات

1.1 الولادة كنجم نيوتروني

المغناطار magnetar هو في الأساس نجم نيوتروني تشكل في سوبرنوفا انهيار النواة بعد انهيار نواة الحديد لنجم ضخم. خلال الانهيار، يمكن ضغط جزء من عزم الزخم والتدفق المغناطيسي للنواة النجمية إلى مستويات استثنائية. بينما تظهر النجوم النيوترونية العادية حقولاً حول 109–1012 جاوس، تدفع المغناطارات هذا إلى 1014–1015 جاوس، وربما أكثر [1]، [2].

1.2 فرضية الدينامو

قد تنبع الحقول العالية جداً في المغناطارات من آلية دينامو في مرحلة النجم النيوتروني الأولي:

  1. الدوران السريع: إذا كان النجم النيوتروني الوليد يدور في البداية بفترة ميلي ثانية، يمكن للحمل والفرق في الدوران أن يلف الحقل المغناطيسي إلى قوى هائلة.
  2. دينامو قصير العمر: يمكن لهذا الدينامو الحملّي أن يعمل لبضع ثوان إلى دقائق بعد الانهيار، ممهداً الطريق لحقول بمستوى المغناطارات.
  3. الكبح المغناطيسي: على مدى آلاف السنين، تبطئ الحقول القوية دوران النجم بسرعة، مما يترك فترة دوران أبطأ من نباضات الراديو النموذجية [3].

ليس كل النجوم النيوترونية تشكل مغناطارات—فقط تلك التي تمتلك الدوران الأولي والظروف النواة المناسبة قد تضخم الحقول إلى هذا الحد.

1.3 العمر والندرة

تظل المغناطارات في حالتها فائقة المغنطة لمدة تصل إلى ~104–105 سنوات. مع تقدم عمر النجم، يمكن أن يؤدي تلاشي الحقل المغناطيسي إلى توليد تسخين داخلي وانفجارات. تشير الملاحظات إلى أن المغناطارات نادرة نسبياً، مع وجود بضعة عشرات فقط من الأجسام المؤكدة أو المرشحة في درب التبانة والمجرات القريبة [4].

2. قوة الحقل المغناطيسي وتأثيراته

2.1 مقاييس الحقل المغناطيسي

حقول المغناطارات تتجاوز 1014 جاوس، بينما النجوم النيوترونية النموذجية لها حقول بين 109–1012 جاوس. بالمقارنة، حقل سطح الأرض حوالي ~0.5 جاوس، والمغناطيسات المختبرية نادراً ما تتجاوز بضعة آلاف من الجاوس. لذلك، تحتفظ المغناطارات بالرقم القياسي لأقوى الحقول المستمرة في الكون.

2.2 الكهروديناميكا الكمومية وانقسام الفوتون

عند قوة حقول ≳1013 جاوس، تصبح تأثيرات الكهروديناميكا الكمومية (QED) (مثل الاستقطاب الفراغي، انقسام الفوتون) ذات أهمية. يمكن لـ انقسام الفوتون وتغيرات الاستقطاب أن تغير كيفية هروب الإشعاع من مغناطيسية المغناطيس، مضيفة تعقيدًا للميزات الطيفية، خاصة في نطاقات الأشعة السينية وغاما [5].

2.3 الإجهاد والزلازل النجمية

يمكن للحقول المغناطيسية الداخلية والقشرية الشديدة أن تجهد قشرة النجم النيوتروني حتى نقطة الانكسار. الزلازل النجمية—كسور مفاجئة في القشرة—يمكن أن تعيد ترتيب الحقول المغناطيسية، مولدة انفجارات أو دفعات من الفوتونات عالية الطاقة. يمكن للإفراج المفاجئ عن التوتر أن يسرع أو يبطئ دوران النجم قليلاً، مما يترك تعطلات قابلة للكشف في فترة دورانه.

3. العلامات الرصدية للمغناطيسات

3.1 مكررات غاما الناعمة (SGRs)

قبل أن يُصطلح على "المغناطيسات"، كانت بعض مكررات غاما الناعمة (SGRs) معروفة بانفجارات متقطعة من انبعاثات غاما أو أشعة سينية صلبة، تتكرر بفواصل غير منتظمة. عادةً ما تستمر انفجاراتها لجزء من الثانية إلى بضع ثوانٍ، مع ذروات سطوع معتدلة. نعرف الآن SGRs كمغناطيسات في حالة سكون، تتعرض أحيانًا لاضطراب بسبب زلزال نجمي أو إعادة تكوين المجال [6].

3.2 النباضات السينية الشاذة (AXPs)

فئة أخرى، النباضات السينية الشاذة (AXPs)، هي نجوم نيوترونية بفترات دوران بضع ثوانٍ ولكن سطوعات أشعة سينية مرتفعة جدًا لا يمكن تفسيرها بالتباطؤ الدوراني وحده. من المحتمل أن تنشأ الطاقة الإضافية من تحلل المجال المغناطيسي، مما يغذي إنتاج الأشعة السينية. تظهر العديد من AXPs أيضًا انفجارات تذكر بحلقات SGR، مما يؤكد الطبيعة المشتركة للمغناطيسات.

3.3 الانفجارات العملاقة

تصدر المغناطيسات أحيانًا انفجارات عملاقة—أحداث ذات طاقة هائلة مع ذروات سطوع يمكن أن تتجاوز مؤقتًا 1046 إرج/ثانية. من الأمثلة على ذلك الانفجار العملاق عام 1998 من SGR 1900+14 والانفجار عام 2004 من SGR 1806–20، الذي أثر على الأيونوسفير الأرضي من مسافة 50,000 سنة ضوئية. غالبًا ما تظهر هذه الانفجارات ذروة أولية ساطعة تليها ذيل نابض يتأثر بدوران النجم.

3.4 الدوران والتعطلات

مثل النباضات، يمكن للمغناطيسات أن تظهر نبضات دورية بناءً على معدل دورانها، ولكن بفترات متوسطة أبطأ (~2–12 ثانية). يفرض تحلل المجال المغناطيسي عزمًا، مما يسبب تباطؤًا سريعًا في الدوران—أسرع من النباضات القياسية. يمكن أن تحدث "تعطلات" عرضية (تغيرات مفاجئة في معدل الدوران) بعد تشققات القشرة. يساعد مراقبة هذه التغيرات في الدوران على قياس تبادل الزخم الداخلي بين القشرة والنواة فائقة السائلة.

4. تحلل المجال المغناطيسي وآليات النشاط

4.1 تسخين تحلل الحقل

تتلاشى الحقول القوية للغاية في المغناطيسات تدريجيًا متحللة، مطلقة الطاقة على شكل حرارة. يمكن لهذا التسخين الداخلي أن يحافظ على درجات حرارة السطح بمئات الآلاف إلى ملايين كلفن، أعلى بكثير من النجوم النيوترونية المبردة النموذجية ذات العمر المماثل. يعزز هذا التسخين انبعاث الأشعة السينية المستمر.

4.2 انجراف هول القشري والانتشار المتناظر

العمليات غير الخطية في القشرة والنواة—انجراف هول (تفاعلات سائل الإلكترون مقابل الحقل المغناطيسي) والانتشار المتناظر (انجراف الجسيمات المشحونة استجابة للحقل)—يمكن أن تعيد ترتيب الحقول على مدى أزمنة من 103–106 سنوات، مما يغذي الانفجارات واللمعان الهادئ [7].

4.3 الزلازل النجمية وإعادة الاتصال المغناطيسي

يمكن أن تؤدي الضغوط الناتجة عن تطور الحقل إلى تشقق القشرة، مطلقة طاقة مفاجئة تشبه الزلازل التكتونية—زلازل نجمية. يمكن أن يعيد هذا تكوين حقول الغلاف المغناطيسي، مولدًا أحداث إعادة الاتصال أو وميضًا واسع النطاق. تستوحي النماذج تشابهًا مع وميضات الشمس ولكن بمقاييس أكبر بكثير. يمكن أن يؤدي الاسترخاء بعد الوميض إلى تغيير معدلات الدوران أو تعديل أنماط انبعاث الغلاف المغناطيسي.

5. تطور المغناطيسات والمراحل النهائية

5.1 التلاشي طويل الأمد

أكثر من 105–106 لسنوات، من المحتمل أن تتطور المغناطيسات إلى نجوم نيوترونية أكثر تقليدية مع ضعف الحقول إلى أقل من ~1012 ج. تصبح فترات النشاط النجمية (الانفجارات، الومضات العملاقة) أقل تواترًا. في النهاية، يبرد النجم ويصبح أقل لمعانًا في الأشعة السينية، مشابهاً لنابض "ميت" أقدم ذو مجال مغناطيسي متبقي معتدل.

5.2 التفاعلات الثنائية؟

نادراً ما تُرصد المغناطيسات في الأنظمة الثنائية، لكن قد توجد بعض منها. إذا كان للمغناطيس رفيق نجمي قريب، قد يؤدي انتقال الكتلة إلى إنتاج وميض إضافي أو تغيير تطور الدوران. ومع ذلك، قد تفسر الانحيازات الرصدية أو العمر القصير للمغناطيسات سبب رؤيتنا القليلة أو عدم وجود أنظمة ثنائية للمغناطيسات.

5.3 الاندماجات المحتملة

من حيث المبدأ، يمكن لمغناطيس أن يندمج في نهاية المطاف مع نجم نيوتروني آخر أو ثقب أسود في نظام ثنائي، مولدًا موجات جاذبية وربما انفجار أشعة غاما قصير. من المحتمل أن تطغى مثل هذه الأحداث على وميض المغناطيسات النموذجي من حيث مقياس الطاقة. من الناحية الرصدية، تظل هذه احتمالات نظرية، لكن اندماج النجوم النيوترونية ذات الحقول القوية قد يكون مختبرات كونية كارثية.

6. الآثار على الفيزياء الفلكية

6.1 انفجارات أشعة غاما

قد تكون بعض انفجارات أشعة غاما القصيرة أو الطويلة مدعومة بمغناطيسات تشكلت في أحداث انهيار نواة أو اندماج. يمكن لـ "المغناطيسات ذات الألفية" السريعة الدوران أن تطلق طاقة دورانية هائلة، تشكل أو تدعم نفاثة انفجار أشعة غاما. تتوافق ملاحظات هضاب التوهج اللاحق في بعض انفجارات أشعة غاما مع حقن طاقة إضافية من مغناطيس جديد الولادة.

6.2 مصادر الأشعة السينية فائقة اللمعان؟

يمكن أن تؤدي الحقول المغناطيسية العالية إلى تدفقات قوية أو توجيه، مما قد يفسر بعض مصادر الأشعة السينية فائقة اللمعان (ULXs) إذا كان التراكم على نجم نيوتروني ذو حقول شبيهة بالمغناطيس. يمكن لمثل هذه الأنظمة أن تتجاوز لمعان إيدينغتون للنجوم النيوترونية النموذجية، خاصة إذا كانت الهندسة أو التوجيه تلعب دورًا [8].

6.3 استكشاف المادة الكثيفة والكهروديناميكا الكمومية

الظروف القصوى قرب سطح المغناطيس تتيح لنا اختبار الكهروديناميكا الكمومية في الحقول القوية. قد تكشف الملاحظات عن الاستقطاب أو خطوط الطيف عن ازدواجية الفراغ أو انقسام الفوتون، ظواهر لا يمكن اختبارها على الأرض. هذا يساعد في تحسين الفيزياء النووية ونظريات الحقول الكمومية تحت ظروف فائقة الكثافة.

7. الحملات الرصدية والبحوث المستقبلية

  1. Swift و NICER: مراقبة انفجارات المغناطيسات في نطاقات الأشعة السينية وأشعة غاما.
  2. NuSTAR: حساس للأشعة السينية الصلبة من الانفجارات أو الانفجارات العملاقة، يلتقط ذيول الطيف عالية الطاقة للمغناطيسات.
  3. البحث الراديوي: بعض المغناطيسات تظهر أحياناً نبضات راديوية، مما يربط بين مجموعات المغناطيسات والنباضات العادية.
  4. البصري/تحت الأحمر: نظائر بصرية أو تحت حمراء نادرة وخافتة، لكنها قد تكشف عن نفاثات أو إعادة إشعاع الغبار بعد الانفجارات.

التلسكوبات القادمة أو المخططة—مثل مرصد ATHENA الأوروبي للأشعة السينية—تعد برؤى أعمق، لدراسة المغناطيسات الأضعف أو التقاط بدايات الانفجارات العملاقة في الوقت الحقيقي.

8. الخاتمة

المغناطيسات تقف عند أقصى حدود فيزياء النجوم النيوترونية. حقولها المغناطيسية الهائلة—حتى 1015 غاوس—تدفع انفجارات عنيفة، وزلازل نجمية، وانفجارات أشعة غاما لا يمكن إيقافها. تتكون من نوى نجوم ضخمة منهارة تحت ظروف خاصة (دوران سريع، عمل دينامو ملائم)، تبقى المغناطيسات ظواهر كونية قصيرة العمر، تتوهج بقوة لحوالي ~104–105 سنوات قبل أن يقل نشاطها بسبب تحلل الحقل.

رصدياً، المكررات الناعمة لأشعة غاما والنباضات السينية الشاذة تمثل المغناطيسات في حالات مختلفة، تطلق أحياناً انفجارات عملاقة مذهلة يمكن حتى للأرض اكتشافها. دراسة هذه الأجسام تضيء لنا عن الكهروديناميكا الكمومية في الحقول المكثفة، وبنية المادة عند كثافات نووية، والعمليات التي تؤدي إلى انفجارات النيوترينو، والموجات الجاذبية، والإشعاع الكهرومغناطيسي. مع تحسين نماذج تحلل الحقل ومراقبة انفجارات المغناطيسات بأدوات متعددة الأطوال الموجية متطورة، ستستمر المغناطيسات في إضاءة بعض أركان الفيزياء الفلكية الأكثر غرابة—حيث تلتقي المادة والحقول والقوى الأساسية في أقصى الظروف المذهلة.

المراجع والقراءة الإضافية

  1. Duncan, R. C., & Thompson, C. (1992). "تكوين النجوم النيوترونية المغناطيسية القوية جداً: تداعيات على انفجارات أشعة غاما." رسائل المجلة الفلكية، 392، L9–L13.
  2. Thompson, C., & Duncan, R. C. (1995). "المكررات الناعمة لأشعة غاما كنجم نيوتروني مغناطيسي قوي جداً – الجزء الأول. آلية الإشعاع للانفجارات." الملاحظات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية، 275، 255–300.
  3. Kouveliotou, C., et al. (1998). “An X-ray pulsar with a superstrong magnetic field in the soft gamma-ray repeater SGR 1806-20.” Nature, 393, 235–237.
  4. Mereghetti, S. (2008). “The strongest cosmic magnets: Soft Gamma-ray Repeaters and Anomalous X-ray Pulsars.” Astronomy & Astrophysics Review, 15, 225–287.
  5. Harding, A. K., & Lai, D. (2006). “Physics of strongly magnetized neutron stars.” Reports on Progress in Physics, 69, 2631–2708.
  6. Kaspi, V. M., & Beloborodov, A. M. (2017). “Magnetars.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 55, 261–301.
  7. Pons, J. A., et al. (2009). “Magnetic field evolution in neutron star crusts.” Physical Review Letters, 102, 191102.
  8. Bachetti, M., et al. (2014). “An ultraluminous X-ray source powered by an accreting neutron star.” Nature, 514, 202–204.
  9. Woods, P. M., & Thompson, C. (2006). “Soft gamma repeaters and anomalous X-ray pulsars: Magnetar candidates.” Compact Stellar X-ray Sources, Cambridge University Press, 547–586.

 

← المقال السابق                    المقال التالي →

 

 

العودة إلى الأعلى

العودة إلى المدونة