Neutron Stars and Pulsars

نجوم النيوترون والنابضات

البقايا الكثيفة والدورانية بسرعة التي تبقى بعد بعض أحداث السوبرنوفا، والتي تبعث حزمًا من الإشعاع

عندما تصل النجوم الضخمة إلى نهاية حياتها في سوبرنوفا انهيار النواة، يمكن لنواتها أن تنكمش إلى أجسام فائقة الكثافة تعرف بـ نجوم النيوترون. تتميز هذه البقايا بكثافات تتجاوز كثافة نواة الذرة، حيث تضغط كتلة شمسنا في كرة بحجم مدينة تقريبًا. من بين هذه النجوم النيوترونية، بعضها يدور بسرعة ويمتلك حقولًا مغناطيسية قوية—النباضات—تنبعث منها حزم من الإشعاع يمكن رصدها من الأرض. في هذا المقال، نستكشف كيف تتشكل نجوم النيوترون والنباضات، وما الذي يجعلها فريدة في المشهد الكوني، وكيف تمنحنا انبعاثاتها الطاقية نظرة على الفيزياء القصوى عند حدود المادة.

1. التكوين بعد السوبرنوفا

1.1 انهيار النواة وتكوين النيوترونات

النجوم ذات الكتلة العالية (> 8–10 M⊙) تشكل في النهاية نواة حديدية لم تعد قادرة على دعم الاندماج الطارد للحرارة. عندما تقترب كتلة النواة أو تتجاوز حد تشاندراسيخار (~1.4 M⊙)، يفشل ضغط استبعاد الإلكترونات، مما يؤدي إلى انهيار النواة. في غضون أجزاء من الثانية:

  1. النواة المنهارة تضغط البروتونات والإلكترونات إلى نيوترونات (عبر تحلل بيتا العكسي).
  2. ضغط استبعاد النيوترونات يوقف الانهيار الإضافي إذا ظلت كتلة النواة أقل من ~2–3 M⊙.
  3. صدمة ارتدادية أو انفجار مدفوع بالنيوترينوات يدفع الطبقات الخارجية للنجم إلى الفضاء كـ سوبرنوفا انهيار النواة [1,2].

على اليسار في المركز يوجد نجم نيوتروني—جسم فائق الكثافة يبلغ نصف قطره عادةً ~10–12 كم لكنه يحمل كتلة 1–2 من كتلة الشمس.

1.2 الكتلة ومعادلة الحالة

الحد الدقيق لـ كتلة نجم النيوترون (حد "Tolman–Oppenheimer–Volkoff") غير معروف بدقة، لكنه عادةً ما يكون بين 2–2.3 M⊙. فوق هذا الحد، يستمر النواة في الانهيار إلى ثقب أسود. يعتمد هيكل نجم النيوترون على الفيزياء النووية ومعادلة الحالة للمادة فائقة الكثافة، وهو مجال بحث نشط يدمج الفيزياء الفلكية مع الفيزياء النووية [3].

2. الهيكل والتركيب

2.1 طبقات النجم النيوتروني

تمتلك النجوم النيوترونية بنية طبقية:

  • القشرة الخارجية: تتكون من شبكة من النوى والإلكترونات المتحللة، حتى كثافة تسرب النيوترونات.
  • القشرة الداخلية: مادة غنية بالنيوترونات، قد تحتوي على مراحل "المعكرونة النووية".
  • النواة: تتكون أساسًا من نيوترونات (وجسيمات غريبة محتملة مثل الهيبرونات أو الكواركات) بكثافات فوق نووية.

يمكن أن تتجاوز الكثافات 1014 غرام سم-3 في النواة — مماثلة أو أكبر من تلك للنواة الذرية.

2.2 مجالات مغناطيسية قوية للغاية

يعرض العديد من النجوم النيوترونية مجالات مغناطيسية أقوى بكثير من النجوم العادية في التسلسل الرئيسي. يتم ضغط التدفق المغناطيسي للنجم أثناء الانهيار، مما يعزز قوة المجال إلى 108–1015 غاوس. توجد المجالات الأقوى في المغناطيسات، التي يمكن أن تسبب انفجارات عنيفة وتشقق السطح (زلازل نجمية). حتى النجوم النيوترونية "العادية" عادة ما تستضيف مجالات بقوة 109–12 غاوس [4,5].

2.3 الدوران السريع

يحافظ حفظ الزخم الزاوي أثناء الانهيار على تسريع دوران النجم النيوتروني. لذلك، يدور العديد من النجوم النيوترونية حديثة الولادة بفترات تتراوح من ميلي ثوانٍ إلى ثوانٍ. مع مرور الوقت، يمكن أن تبطئ الفرملة المغناطيسية والتدفقات الخارجية هذا الدوران، لكن النجوم النيوترونية الشابة قد تبدأ كـ "نجوم نابضة بالميلي ثانية" عند تكوينها أو تسرع دورانها في الأنظمة الثنائية عبر نقل الكتلة.

3. النجوم النابضة: منارات الكون

3.1 ظاهرة النجم النابض

النجم النابض هو نجم نيوتروني دوار مع عدم تطابق بين محور المجال المغناطيسي ومحور الدوران. يولد المجال المغناطيسي القوي والدوران السريع حزمًا من الإشعاع الكهرومغناطيسي (راديو، بصري، أشعة سينية، أو أشعة غاما) تنبعث بالقرب من الأقطاب المغناطيسية. مع دوران النجم، تمر هذه الحزم بجانب الأرض مثل شعاع المنارة، منتجة نبضات في كل دورة دوران [6].

3.2 أنواع النجوم النابضة

  • النجوم النابضة الراديوية: تصدر بشكل رئيسي في نطاق الراديو، وتتميز بفترات دوران مستقرة للغاية تتراوح من ~1.4 مللي ثانية إلى عدة ثوانٍ.
  • النجوم النابضة بالأشعة السينية: غالبًا ما تكون في أنظمة ثنائية، حيث يقوم النجم النيوتروني بجمع المادة من رفيقه، مولدًا نبضات أو حزم أشعة سينية.
  • النجوم النابضة بالميلي ثانية: تدور بسرعة كبيرة جدًا (فترات بضع ميلي ثوانٍ)، وغالبًا ما يتم "تسريعها" (إعادة تدويرها) عبر تراكم المادة من رفيق ثنائي، وهي من أدق الساعات الكونية المعروفة.

3.3 تباطؤ دوران النجم النابض

تفقد النجوم النابضة طاقة دورانها عبر عزم كهرومغناطيسي (إشعاع ثنائي القطب، رياح)، مما يبطئ دورانها تدريجيًا. تطول فترات دورانها على مدى ملايين السنين، وتخفت في النهاية إلى ما دون الكشف عند عبور ما يسمى بـ “خط موت النجم النابض”. يبقى بعضها نشطًا في مرحلة سديم رياح النجم النابض، منشطًا الغاز المحيط.

4. النجوم النيوترونية الثنائية والظواهر الغريبة

4.1 الثنائيات السينية

في الثنائيات السينية، يمتص نجم نيوتروني المادة من نجم رفيق قريب. تشكل المادة الساقطة قرص تراكم وتطلق أشعة سينية. يمكن أن تحدث انفجارات متقطعة (عابرة) إذا ظهرت اضطرابات في القرص. يساعد مراقبة هذه المصادر السينية الساطعة في قياس كتل النجوم النيوترونية، وترددات دورانها، واستكشاف فيزياء التراكم [7].

4.2 أنظمة النجم النابض والرفيق

قدمت النجوم النابضة الثنائية التي تضم نجمًا نيوترونيًا آخر أو قزمًا أبيض اختبارات حيوية لـ النسبية العامة، لا سيما قياس تلاشي المدار بسبب انبعاث الموجات الجاذبية. كشف نظام النجمين النيوترونيين المزدوج PSR B1913+16 (نجم هولس-تايلور النابض) عن أول دليل غير مباشر على الإشعاع الجاذبي. تستمر الاكتشافات الأحدث مثل “النجم النابض المزدوج” (PSR J0737−3039) في تحسين نظريات الجاذبية.

4.3 أحداث الاندماج والموجات الجاذبية

عندما يلتف نجمين نيوترونيين معًا، يمكن أن ينتجا انفجارات كيلونوفا ويبعثا موجات جاذبية قوية. أكدت الكشف التاريخي عن GW170817 في 2017 اندماج نظام نجمين نيوترونيين ثنائي، متطابقًا مع ملاحظات متعددة الأطوال الموجية للكيلونوفا. يمكن لهذه الاندماجات أيضًا أن تصنع أثقل العناصر (مثل الذهب أو البلاتين) عبر تخليق نووي r-process، مما يبرز النجوم النيوترونية كأفران كونية [8,9].

5. تأثير على البيئات المجرية

5.1 بقايا السوبرنوفا وسدم رياح النجوم النابضة

يترك ولادة نجم نيوتروني في سوبرنوفا انهيار النواة خلفه بقايا السوبرنوفا — أصداف متوسعة من المادة المطرودة بالإضافة إلى جبهة صدمة. يمكن لنجم نيوتروني يدور بسرعة أن يخلق سديم رياح النجم النابض (مثلًا، سديم السلطعون)، حيث تنشط الجسيمات النسبية من النجم النابض الغاز المحيط، متوهجة في انبعاث التزامن.

5.2 تلقيح العناصر الثقيلة

يؤدي تكوين النجوم النيوترونية في انفجارات السوبرنوفا أو اندماجات النجوم النيوترونية إلى إطلاق نظائر جديدة من العناصر الأثقل (مثل السترونشيوم، الباريوم، والأثقل). تدخل هذه الإثراء الكيميائي الوسط بين النجمي، ليتم دمجه في أجيال نجمية مستقبلية وأجسام كوكبية.

5.3 الطاقة والتغذية الراجعة

تنبعث النجوم النابضة النشطة رياح جسيمات قوية وحقول مغناطيسية يمكنها نفخ فقاعات كونية، وتسريع الأشعة الكونية، وتأين الغاز المحلي. يمكن للمغناطيسارات، بحقولها الشديدة، أن تنتج وميضًا عملاقًا يعطل أحيانًا الوسط بين النجمي المحلي. وهكذا، تستمر النجوم النيوترونية في تشكيل بيئتها بعد وقت طويل من انفجار السوبرنوفا الأولي.

6. العلامات الرصدية والبحث

6.1 مسوحات النباضات

التلسكوبات الراديوية (مثل أريسيبو، باركس، FAST) كانت تاريخيًا تمسح السماء بحثًا عن نبضات راديوية دورية للنباضات. المصفوفات الحديثة بالإضافة إلى مسوحات المجال الزمني تكتشف نباضات مللي ثانية، مستكشفةً السكان داخل المجرة. المراصد الأشعة السينية وأشعة غاما (مثل تشاندرا، فيرمي) تكتشف نباضات عالية الطاقة ومغناطارات.

6.2 NICER ومصفوفات التوقيت

المهمات الفضائية مثل NICER (مستكشف تركيب النجوم النيوترونية الداخلي) على محطة الفضاء الدولية تقيس نبضات الأشعة السينية من النجوم النيوترونية، محكمة قيود الكتلة-نصف القطر لفك شفرة معادلة الحالة الداخلية لها. مصفوفات توقيت النباضات (PTA) توحد نباضات مللي ثانية مستقرة لاكتشاف موجات الجاذبية منخفضة التردد من أزواج الثقوب السوداء فائقة الكتلة على نطاقات كونية.

6.3 الملاحظات متعددة الرسل

الكشف عن النيوترينو وموجات الجاذبية من السوبرنوفا المستقبلية أو اندماجات النجوم النيوترونية يمكن أن يلقي ضوءًا مباشرًا على ظروف تكوين النجوم النيوترونية. رصد أحداث الكيلونوفا أو نيوترينوات السوبرنوفا يوفر قيودًا غير مسبوقة على المادة النووية عند كثافات قصوى، رابطًا الظواهر الفلكية بفيزياء الجسيمات الأساسية.

7. Conclusions and Future Outlook

النجوم النيوترونية والنباضات تمثل بعضًا من أكثر نتائج تطور النجوم تطرفًا: بعد انهيار النجوم الضخمة، تتشكل بقايا مضغوطة يبلغ عرضها حوالي 10 كم فقط، لكن كتلتها غالبًا ما تتجاوز كتلة الشمس. تحمل هذه البقايا حقولًا مغناطيسية مكثفة وسرعات دوران عالية، تظهر كنباضات تبث إشعاعًا عبر الطيف الكهرومغناطيسي. ولادتها في انفجارات السوبرنوفا تزرع المجرات بعناصر وطاقة جديدة، مؤثرة في تكوين النجوم وبنية الوسط بين النجمي.

من اندماجات النجوم النيوترونية الثنائية التي تنتج موجات الجاذبية إلى وميض المغناطارات التي تتفوق على المجرات بأكملها في أشعة غاما، تظل النجوم النيوترونية في طليعة البحث الفلكي. تستمر التلسكوبات المتقدمة ومصفوفات التوقيت في كشف تفاصيل دقيقة لهندسة شعاع النباض، والتراكيب الداخلية، والإشارات العابرة لأحداث الاندماج—مربطة بين أقصى الظواهر الكونية والفيزياء الأساسية. من خلال هذه البقايا الرائعة، نطل على الفصول النهائية لدورات حياة النجوم عالية الكتلة، مكتشفين كيف يمكن للموت أن يولد ظواهر متألقة ويشكل البيئة الكونية لآلاف السنين القادمة.

References and Further Reading

  1. باد، و.، & زويكي، ف. (1934). “عن السوبرنوفا.” وقائع الأكاديمية الوطنية للعلوم، 20، 254–259.
  2. أوبنهايمر، ج. ر.، & فولكوف، ج. م. (1939). “عن النوى النيوترونية الضخمة.” المراجعة الفيزيائية، 55، 374–381.
  3. شابيرو، س. ل.، & تيكولسكي، س. أ. (1983). الثقوب السوداء، الأقزام البيضاء، والنجوم النيوترونية: فيزياء الأجسام المضغوطة. وايلي-إنترساينس.
  4. Duncan, R. C., & Thompson, C. (1992). “Formation of very strongly magnetized neutron stars: Implications for gamma-ray bursts.” The Astrophysical Journal Letters, 392, L9–L13.
  5. Gold, T. (1968). “Rotating neutron stars as the origin of the pulsating radio sources.” Nature, 218, 731–732.
  6. Manchester, R. N. (2004). “Pulsars and their place in astrophysics.” Science, 304, 542–545.
  7. Lewin, W. H. G., van Paradijs, J., & van den Heuvel, E. P. J. (eds.). (1995). X-ray Binaries. Cambridge University Press.
  8. Abbott, B. P., et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration) (2017). “GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral.” Physical Review Letters, 119, 161101.
  9. Drout, M. R., et al. (2017). “Light curves of the neutron star merger GW170817/SSS17a.” Science, 358, 1570–1574.
  10. Demorest, P. B., et al. (2010). “A two-solar-mass neutron star measured using Shapiro delay.” Nature, 467, 1081–1083.

 

← المقال السابق                    المقال التالي →

 

 

العودة إلى الأعلى

العودة إلى المدونة