23.4: النجوم النابضة واكتشاف النجوم النيوترونية

أهداف التعلم

في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:

• شرح طريقة البحث التي أدت إلى اكتشاف النجوم النيوترونية، التي تقع على بعد مئات أو آلاف السنين الضوئية
• وصف ميزات النجم النيوتروني التي تسمح باكتشافه كنجم نابض
• ضع قائمة بأدلة المراقبة التي تربط النجوم النابضة والنجوم النيوترونية بالمستعرات الأعظمية

بعد أن يتلاشى انفجار السوبرنوفا من النوع الثاني، كل ما يتبقى هو إما نجم نيوتروني أو شيء أكثر غرابة، ثقب أسود. سنصف خصائص الثقوب السوداء في الثقوب السوداء والزمكان المنحني، ولكن في الوقت الحالي، نريد أن نفحص كيف يمكن ملاحظة النجوم النيوترونية التي ناقشناها سابقًا.

النجوم النيوترونية هي الأجسام الأكثر كثافة في الكون؛ قوة الجاذبية على سطحها أكبر 10 ¹¹ مرة مما نختبره على سطح الأرض. يتكون الجزء الداخلي للنجم النيوتروني من حوالي 95٪ نيوترونات، مع اختلاط عدد صغير من البروتونات والإلكترونات. في الواقع، النجم النيوتروني هو نواة ذرية عملاقة، كتلتها حوالي 10 ⁵⁷ مرة كتلة البروتون. قطرها يشبه حجم بلدة صغيرة أو كويكب أكثر من النجم. (\(\PageIndex{1}\)يقارن الجدول خصائص النجوم النيوترونية والأقزام البيضاء.) نظرًا لصغر حجمه، فمن المحتمل أن يصدمك نجم نيوترون باعتباره الكائن الأقل احتمالًا لملاحظته من على بعد آلاف السنين الضوئية. ومع ذلك، تمكنت النجوم النيوترونية من الإشارة إلى وجودها عبر الخلجان الشاسعة من الفضاء.

1.4 و <3" و «10 كم» و «1014 جم/سم 3".">

الجدول\(\PageIndex{1}\): خصائص القزم الأبيض النموذجي والنجم النيوتروني

الملكية	القزم الأبيض	نجمة نيوترون
الكتلة (الشمس = 1)	0.6 (دائمًا <1.4)	دائما>1.4 و <3
شعاع	7000 كم	10 كم
الكثافة	8 × 10 ^5 جم/سم ^3	10 ^14 جم/سم ^3

اكتشاف النجوم النيوترونية

في عام 1967، كانت جوسلين بيل، طالبة أبحاث في جامعة كامبريدج، تدرس مصادر الراديو البعيدة باستخدام كاشف خاص تم تصميمه وبنائه من قبل مستشارها أنتوني هيويش للعثور على الاختلافات السريعة في الإشارات اللاسلكية. قامت أجهزة الكمبيوتر الخاصة بالمشروع بإخراج رزم من الورق توضح أين قام التلسكوب بمسح السماء، وكانت مهمة طلاب الدراسات العليا في هيويش استعراض كل ذلك بحثًا عن ظواهر مثيرة للاهتمام. في سبتمبر 1967، اكتشفت بيل ما أسمته «قليلاً من الوقاحة» - إشارة راديو غريبة لا تشبه أي إشارة شوهدت من قبل.

ما وجده بيل، في كوكبة فولبيكولا، كان مصدرًا لنبضات سريعة وحادة ومكثفة ومنتظمة للغاية من الإشعاع الراديوي. مثل دقات الساعة العادية، وصلت النبضات بدقة كل 1.33728 ثانية. دفعت هذه الدقة العلماء أولاً إلى التكهن بأنهم ربما وجدوا إشارات من حضارة ذكية. حتى أن علماء الفلك الراديويين أطلقوا على المصدر اسم «LGM» بعبارة «الرجال الخضر الصغار». ولكن سرعان ما تم اكتشاف ثلاثة مصادر مماثلة في اتجاهات منفصلة على نطاق واسع في السماء.

عندما أصبح من الواضح أن هذا النوع من مصادر الراديو كان شائعًا إلى حد ما، خلص علماء الفلك إلى أنه من المستبعد جدًا أن تكون إشارات من حضارات أخرى. حتى اليوم، تم اكتشاف أكثر من 2500 مصدر من هذا القبيل؛ يطلق عليها الآن اسم النجوم النابضة، وهي اختصار لـ «مصادر الراديو النابضة».

تتراوح فترات النبض للنبضات المختلفة من فترة أطول قليلاً من 1/1000 من الثانية إلى ما يقرب من 10 ثوانٍ. في البداية، بدت النجوم النابضة غامضة بشكل خاص لأنه لا يمكن رؤية أي شيء في موقعها على صور الضوء المرئي. ولكن بعد ذلك تم اكتشاف نجم نابض في وسط سديم السرطان، وهو سحابة من الغاز أنتجتها SN 1054، وهو مستعر أعظم سجله الصينيون عام 1054 (الشكل\(\PageIndex{1}\)). تصل الطاقة من ساعة Crab Nebula النابضة في شكل دفعات حادة تحدث 30 مرة كل ثانية - مع انتظام سيكون موضع حسد صانع ساعات سويسري. بالإضافة إلى نبضات الطاقة الراديوية، يمكننا مراقبة نبضات الضوء المرئي والأشعة السينية من سديم السرطان. حقيقة أن النجم النابض كان فقط في منطقة بقايا السوبرنوفا حيث نتوقع أن يتم تنبيه نجم النيوترون المتبقي على الفور إلى علماء الفلك بأن النجوم النابضة قد تكون مرتبطة بهذه «الجثث» المراوغة للنجوم الضخمة.

شخصية\(\PageIndex{1}\) كراب نيبولا. تُظهر هذه الصورة انبعاثات الأشعة السينية من سديم السرطان، الذي يبعد حوالي 6500 سنة ضوئية. النجم النابض هو النقطة المضيئة في مركز الحلقات المتراكزة. تظهر البيانات التي تم التقاطها على مدار عام تقريبًا أن الجسيمات تتدفق بعيدًا عن الحلقة الداخلية بحوالي نصف سرعة الضوء. النفاث العمودي على هذه الحلقة هو تيار من المادة وإلكترونات المادة المضادة تتحرك أيضًا بنصف سرعة الضوء.

سديم السرطان هو كائن رائع. يضيء السديم بأكمله بالإشعاع بأطوال موجية عديدة، ويبلغ إجمالي إنتاجه من الطاقة أكثر من 100000 مرة عن طاقة الشمس - وهذه خدعة سيئة لبقايا السوبرنوفا التي انفجرت منذ ما يقرب من ألف عام. سرعان ما بدأ علماء الفلك في البحث عن علاقة بين النجم النابض وإنتاج الطاقة الكبير للسديم المحيط.

شاهد مقابلة شيقة مع جوسلين بيل (بورنيل) للتعرف على حياتها وعملها (هذا جزء من مشروع في المعهد الأمريكي للفيزياء لتسجيل المقابلات مع العلماء الرائدين وهم لا يزالون على قيد الحياة).

نموذج منارة الغزل

من خلال تطبيق مزيج من النظرية والمراقبة، خلص علماء الفلك في النهاية إلى أن النجوم النابضة يجب أن تكون نجومًا نيوترونية تدور. وفقًا لهذا النموذج، فإن النجم النيوتروني يشبه المنارة على ساحل صخري (الشكل\(\PageIndex{2}\)). لتحذير السفن في جميع الاتجاهات ولكن دون أن يكلفك تشغيلها الكثير، ينقلب الضوء في منارة حديثة ويمسح شعاعها عبر البحر المظلم. من وجهة نظر السفينة، ترى نبضة من الضوء في كل مرة يشير فيها الشعاع في اتجاهك. وبنفس الطريقة، ينتشر الإشعاع من منطقة صغيرة على نجم نيوتروني عبر محيطات الفضاء، مما يعطينا نبضة من الإشعاع في كل مرة يشير فيها الشعاع نحو الأرض.

\(\PageIndex{2}\)منارة الشكل. منارة في كاليفورنيا تحذر السفن الموجودة على المحيط من الاقتراب قريبًا جدًا من الخط الساحلي الخطير. يدور القسم المضاء في الأعلى بحيث يمكن لشعاعه تغطية جميع الاتجاهات. (الائتمان: أنيتا ريتينور)

تعتبر النجوم النيوترونية مرشحة مثالية لمثل هذه الوظيفة لأن الانهيار جعلها صغيرة جدًا بحيث يمكن أن تتحول بسرعة كبيرة. تذكر مبدأ الحفاظ على الزخم الزاوي من التركيب العظيم لنيوتن: إذا أصبح الجسم أصغر، يمكن أن يدور بسرعة أكبر. حتى لو كان النجم الأصلي يدور ببطء شديد عندما كان على التسلسل الرئيسي، كان لابد من تسريع دورانه عند انهياره ليشكل نجمًا نيوترونيًا. بقطر يتراوح من 10 إلى 20 كيلومترًا فقط، يمكن للنجم النيوتروني إكمال دورة واحدة كاملة في جزء من الثانية فقط. هذا هو مجرد نوع الفترة الزمنية التي نلاحظها بين نبضات النبض.

أي مجال مغناطيسي موجود في النجم الأصلي سيكون مضغوطًا للغاية عندما ينهار القلب إلى نجم نيوتروني. على سطح النجم النيوتروني، في الطبقة الخارجية المكونة من مادة عادية (وليس فقط النيوترونات النقية)، يتم التقاط البروتونات والإلكترونات في مجال الغزل هذا وتسارعها تقريبًا إلى سرعة الضوء. في مكانين فقط - القطبين المغناطيسيين الشمالي والجنوبي - يمكن للجسيمات المحاصرة الهروب من السيطرة القوية للمجال المغناطيسي (الشكل\(\PageIndex{3}\)). يمكن رؤية نفس التأثير (في الاتجاه المعاكس) على الأرض، حيث يتم إبعاد الجسيمات المشحونة من الفضاء عن طريق المجال المغناطيسي لكوكبنا في كل مكان باستثناء بالقرب من القطبين. ونتيجة لذلك، تُرى شفق الأرض (الذي يحدث عندما تصطدم الجسيمات المشحونة بالغلاف الجوي بسرعة عالية) بشكل أساسي بالقرب من القطبين.

\(\PageIndex{3}\)نموذج الشكل لنبض. رسم بياني يوضح كيف يمكن لحزم الإشعاع في الأقطاب المغناطيسية لنجم نيوتروني أن تؤدي إلى نبضات انبعاث أثناء دوران النجم. عندما يكتسح كل شعاع الأرض، مثل شعاع منارة يجتاح سفينة بعيدة، نرى نبضة قصيرة من الإشعاع. يتطلب هذا النموذج أن تكون الأقطاب المغناطيسية موجودة في أماكن مختلفة عن أقطاب الدوران. («النجوم» الائتمانية: تعديل عمل توني هيسجيت)

لاحظ أنه في النجوم النيوترونية، لا يجب أن يكون القطبان المغناطيسي الشمالي والجنوبي قريبًا من القطبين الشمالي والجنوبي المحددين بدوران النجم. وبنفس الطريقة، ناقشنا في الفصل الخاص بالكواكب العملاقة أن الأقطاب المغناطيسية على الكواكب أورانوس ونبتون لا تصطف مع أقطاب دوران الكوكب. \(\PageIndex{3}\)يوضِّح الشكل أقطاب المجال المغناطيسي المتعامدة مع أقطاب الدوران، ولكن يمكن لهذين النوعين من الأقطاب تكوين أي زاوية.

في الواقع، يلعب عدم محاذاة المحور الدوراني مع المحور المغناطيسي دورًا مهمًا في توليد النبضات المرصودة في هذا النموذج. في القطبين المغناطيسيين، تتركز جزيئات النجم النيوتروني في شعاع ضيق وتخرج من المنطقة المغناطيسية الدوارة بسرعات هائلة. تنبعث منها طاقة عبر نطاق واسع من الطيف الكهرومغناطيسي. يقتصر الإشعاع نفسه أيضًا على شعاع ضيق، وهو ما يفسر سبب عمل النجم النابض مثل المنارة. عندما يحمل الدوران القطب المغناطيسي الأول ثم القطب المغناطيسي الآخر للنجم إلى منظورنا، نرى نبضة من الإشعاع في كل مرة.

اختبارات النموذج

هذا التفسير للنبضات من حيث أشعة الإشعاع من النجوم النيوترونية المغناطيسية للغاية والتي تدور بسرعة هو فكرة ذكية للغاية. ولكن ما الدليل الذي لدينا على أنه النموذج الصحيح؟ أولاً، يمكننا قياس كتل بعض النجوم النابضة، وهي في حدود 1.4 إلى 1.8 مرة من الشمس - وهو ما يتوقعه المنظرون بالنسبة للنجوم النيوترونية. تم العثور على الكتل باستخدام قانون كيبلر لتلك النجوم النابضة القليلة الأعضاء في أنظمة النجوم الثنائية.

ولكن هناك حجة مؤكدة أفضل من ذلك، والتي تعيدنا إلى سديم السرطان وإنتاجه الهائل من الطاقة. عندما تصطدم الجسيمات المشحونة عالية الطاقة من النجم النيوتروني النابض بالمواد البطيئة الحركة من السوبرنوفا، فإنها تنشط هذه المادة وتتسبب في «توهجها» في العديد من الأطوال الموجية المختلفة - تمامًا ما نلاحظه من سديم السرطان. الحزم النابضة هي مصدر طاقة «يضيء» السديم لفترة طويلة بعد الانفجار الأولي للنجم الذي صنعه.

من «يدفع الفواتير» مقابل كل الطاقة التي نراها تخرج من بقايا مثل سديم السرطان؟ بعد كل شيء، عندما تخرج الطاقة من مكان ما، يجب استنفادها في مكان آخر. مصدر الطاقة النهائي في نموذجنا هو دوران النجم النيوتروني، الذي يدفع الجسيمات المشحونة إلى الخارج ويدور مجاله المغناطيسي بسرعات هائلة. نظرًا لاستخدام طاقته الدورانية لإثارة سديم السرطان عامًا بعد عام، يتباطأ النجم النابض داخل السديم. وعندما تتباطأ النبضات، تأتي النبضات بمعدل أقل؛ ويمضي المزيد من الوقت قبل أن يعيد النجم النيوتروني الأبطأ شعاعه مرة أخرى.

أظهرت عدة عقود من الملاحظات الدقيقة الآن أن ساعة Crab Nebula النابضة ليست ساعة عادية تمامًا كما كنا نظن في الأصل: بدلاً من ذلك، فإنها تتباطأ تدريجيًا. بعد قياس مقدار تباطؤ النجم النابض، يمكننا حساب مقدار طاقة الدوران التي يفقدها النجم النيوتروني. تذكر أنه معبأ بكثافة كبيرة ويدور بسرعة مذهلة. حتى التباطؤ الطفيف يمكن أن يعني فقدانًا هائلاً للطاقة.

ولإرضاء علماء الفلك، تبين أن الطاقة الدورانية التي فقدها النجم النابض هي نفس كمية الطاقة الخارجة من السديم المحيط به. بعبارة أخرى، يمكن أن يفسر تباطؤ النجم النيوتروني الدوار على وجه التحديد سبب توهج سديم السرطان بكمية الطاقة التي نلاحظها.

تطور النجوم النابضة

من ملاحظات النجوم النابضة المكتشفة حتى الآن، خلص علماء الفلك إلى أن نجمًا نبضيًا جديدًا يولد في مكان ما في المجرة كل 25 إلى 100 عام، وهو نفس المعدل الذي تشير التقديرات إلى حدوث المستعرات الأعظمية به. تشير الحسابات إلى أن العمر النموذجي للنبض هو حوالي 10 ملايين سنة؛ بعد ذلك، لم يعد النجم النيوتروني يدور بسرعة كافية لإنتاج حزم كبيرة من الجسيمات والطاقة، ولم يعد من الممكن ملاحظته. نقدر أن هناك حوالي 100 مليون نجم نيوتروني في مجرتنا، معظمها يدور ببطء شديد بحيث لا يمكن ملاحظته.

إن نجم السلطعون النابض صغير جدًا (يبلغ من العمر 960 عامًا فقط) وله فترة قصيرة، في حين أن النجوم النابضة الأخرى الأكبر سنًا قد تباطأت بالفعل إلى فترات أطول. فقدت النجوم النابضة التي يبلغ عمرها آلاف السنين الكثير من الطاقة بحيث لا يمكن إطلاقها بشكل ملحوظ في الأطوال الموجية المرئية والأشعة السينية، ولا يتم ملاحظتها إلا كنماذج نابضة راديوية؛ أما فتراتها فهي ثانية أو أكثر.

هناك سبب آخر يجعلنا نرى جزءًا صغيرًا فقط من النجوم النابضة في المجرة. فكر في نموذج المنارة الخاص بنا مرة أخرى. على الأرض، تقترب جميع السفن على نفس الطائرة - سطح المحيط - بحيث يمكن بناء المنارة لمسح شعاعها فوق هذا السطح. ولكن في الفضاء، يمكن أن تكون الكائنات في أي مكان في ثلاثة أبعاد. عندما يكتسح شعاع نابض معين دائرة في الفضاء، ليس هناك أي ضمان على الإطلاق بأن هذه الدائرة ستشمل اتجاه الأرض. في الواقع، إذا فكرت في الأمر، فإن العديد من الدوائر في الفضاء لن تشمل الأرض أكثر مما ستشملها. وبالتالي، نقدر أننا غير قادرين على مراقبة عدد كبير من النجوم النيوترونية لأن أشعة نجمها النابضة تفتقدنا تمامًا.

في الوقت نفسه، اتضح أن عددًا قليلاً فقط من النجوم النابضة المكتشفة حتى الآن مغروسة في سحب الغاز المرئية التي تشير إلى بقايا السوبرنوفا. قد يبدو هذا غامضًا في البداية، لأننا نعلم أن المستعرات الأعظمية تؤدي إلى ظهور نجوم نيوترونية ويجب أن نتوقع أن يكون كل نجم نابض قد بدأ حياته في انفجار سوبر نوفا. لكن تبين أن عمر النجم النابض أطول بحوالي 100 مرة من طول الوقت المطلوب للغاز المتوسع لبقايا السوبرنوفا للانتشار في الفضاء بين النجوم. وبالتالي، تم العثور على معظم النجوم النابضة دون ترك أي أثر آخر للانفجار الذي أنتجها.

بالإضافة إلى ذلك، يتم إخراج بعض النجوم النابضة بواسطة انفجار سوبر نوفا ليس هو نفسه في جميع الاتجاهات. إذا كان انفجار السوبرنوفا أقوى من جانب واحد، فيمكنه طرد النجم النابض تمامًا من بقايا السوبرنوفا (يسمي بعض علماء الفلك هذا «الحصول على ركلة ولادة»). نحن نعلم أن مثل هذه الركلات تحدث لأننا نرى عددًا من بقايا السوبرنوفا الصغيرة في المجرات القريبة حيث يقع النجم النابض على جانب واحد من البقايا ويتسابق بسرعة عدة مئات من الأميال في الثانية (الشكل\(\PageIndex{4}\)).

الرقم\(\PageIndex{4}\) المسرع النابض. تُظهر هذه الصورة المثيرة للاهتمام (التي تجمع بين الأشعة السينية والملاحظات المرئية والراديوية) الطائرة خلف النجم النابض (في أسفل اليمين، مصطفة بين النجمين اللامعين). يبلغ طول مسار الطائرة 37 سنة ضوئية، وهو يُرى باللون الأرجواني، وهو أطول مسار يُرصد على الإطلاق من جسم في مجرة درب التبانة. (هناك أيضًا ذيل غامض أقصر يشبه المذنب وهو عمودي تقريبًا على الطائرة الأرجوانية.) يتحرك النجم النابض بسرعة تتراوح بين 2.5 و5 ملايين ميل في الساعة، ويتحرك بعيدًا عن قلب بقايا السوبرنوفا حيث نشأ.

تأثرت بنجمة نيوترونية

في 27 ديسمبر 2004، تم إغراق الأرض بتيار من الأشعة السينية وأشعة أشعة جاما من نجم نيوتروني يعرف باسم SGR 1806-20. ما جعل هذا الحدث رائعًا للغاية هو أنه على الرغم من مسافة المصدر، كان لموجة المد والجزر من الإشعاع تأثيرات قابلة للقياس على الغلاف الجوي للأرض. كان السطوع الواضح لتوهج أشعة جاما هذا أكبر من أي انفجار نجمي تاريخي.

كان التأثير الأساسي للإشعاع على طبقة عالية في الغلاف الجوي للأرض تسمى الأيونوسفير. في الليل، يبلغ ارتفاع الأيونوسفير عادةً حوالي 85 كيلومترًا، ولكن خلال النهار، تؤين طاقة الشمس المزيد من الجزيئات وتخفض حدود الأيونوسفير إلى ارتفاع حوالي 60 كيلومترًا. أنتج نبض الأشعة السينية وأشعة أشعة جاما نفس مستوى التأين تقريبًا مثل الشمس أثناء النهار. كما تسبب في قيام بعض الأقمار الصناعية الحساسة فوق الغلاف الجوي بإغلاق أجهزتها الإلكترونية.

تشير القياسات بواسطة التلسكوبات في الفضاء إلى أن SGR 1806-20 كان نوعًا خاصًا من النجوم النيوترونية سريعة الدوران يسمى النجم المغناطيسي. أطلق علماء الفلك روبرت دنكان وكريستوفر طومسون عليهم هذا الاسم لأن مجالاتهم المغناطيسية أقوى من أي نوع آخر من المصادر الفلكية - في هذه الحالة، أقوى بحوالي 800 تريليون مرة من المجال المغناطيسي للأرض.

يُعتقد أن النجم المغناطيسي يتكون من نواة فائقة الكثافة من النيوترونات محاطة بقشرة صلبة من الذرات بعمق حوالي ميل مع سطح مصنوع من الحديد. إن مجال المغناطيس قوي جدًا لدرجة أنه يخلق ضغوطًا ضخمة في الداخل يمكن أن تؤدي أحيانًا إلى فتح القشرة الصلبة، مما يتسبب في حدوث ستاركوارك. تنتج القشرة المهتزة انفجارًا هائلاً من الإشعاع. كان من الممكن أن يتلقى رائد الفضاء 0.1 سنة ضوئية من هذا النجم المغناطيسي بعينه جرعة قاتلة من الانفجار في أقل من ثانية.

لحسن الحظ، كنا بعيدين بما يكفي عن Magnetar SGR 1806-20 لنكون آمنين. هل يمكن أن يشكل النجم المغناطيسي خطرًا حقيقيًا على الأرض؟ لإنتاج طاقة كافية لتعطيل طبقة الأوزون، يجب أن يكون النجم المغناطيسي موجودًا داخل سحابة المذنبات التي تحيط بالنظام الشمسي، ونحن نعلم أنه لا توجد نجوم مغناطيسية قريبة جدًا. ومع ذلك، فإنه اكتشاف رائع أن الأحداث على جثث النجوم البعيدة يمكن أن يكون لها تأثيرات قابلة للقياس على الأرض.

المفاهيم الأساسية والملخص

تترك بعض المستعرات الأعظمية على الأقل وراءها نجمًا نيوترونيًا مغناطيسيًا للغاية وسريع الدوران، والذي يمكن ملاحظته على أنه نجم نابض إذا كان شعاعه من الجسيمات المتسربة والإشعاع المركز يتجه نحونا. تصدر النبضات نبضات سريعة من الإشعاع على فترات منتظمة؛ وتتراوح فتراتها بين 0.001 و 10 ثوانٍ. يعمل النجم النيوتروني الدوار مثل المنارة، حيث يكتسح شعاعه في دائرة ويعطينا نبضة من الإشعاع عندما يجتاح الشعاع الأرض. مع تقدم النجوم النابضة في العمر، تفقد طاقتها وتتباطأ دورانها وتزداد فتراتها.

مسرد المصطلحات

نابض

مصدر راديوي متغير ذو حجم فيزيائي صغير يصدر نبضات راديوية سريعة جدًا في فترات منتظمة جدًا تتراوح من أجزاء من الثانية إلى عدة ثوانٍ؛ يُفهم الآن أنه نجم نيوتروني مغناطيسي دوار يتمتع بالطاقة الكافية لإنتاج شعاع يمكن اكتشافه من الإشعاع والجسيمات