23.5: تطور أنظمة النجوم الثنائية

أهداف التعلم

في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:

• وصف نوع نظام النجوم الثنائية الذي يؤدي إلى حدث nova
• وصف نوع النظام النجمي الثنائي الذي يؤدي إلى حدث المستعر الأعظمي من النوع Ia
• حدد كيف تختلف المستعرات الأعظمية من النوع الثاني عن المستعرات الأعظمية من النوع الثاني

لقد عانت مناقشة قصص حياة النجوم المقدمة حتى الآن من التحيز - ما يمكن أن نسميه «شوفينية النجمة الواحدة». نظرًا لأن الجنس البشري تطور حول نجم يمر في الحياة بمفرده، فإننا نميل إلى التفكير في معظم النجوم بشكل منعزل. ولكن كما رأينا في The Stars: A Celestial Census، يبدو الآن أن ما يصل إلى نصف جميع النجوم قد تتطور في أنظمة ثنائية - تلك التي يولد فيها نجمان في احتضان جاذبية بعضهما البعض ويمران بالحياة في مدار حول مركز مشترك للكتلة.

بالنسبة لهذه النجوم، يمكن أن يكون لوجود رفيق قريب تأثير عميق على تطورها. في ظل الظروف المناسبة، يمكن للنجوم تبادل المواد، خاصة خلال المراحل التي يتضخم فيها أحدهم إلى عملاق أو عملاق، أو يكون لديه رياح قوية. عندما يحدث هذا وتكون النجوم المصاحبة قريبة بما فيه الكفاية، يمكن أن تتدفق المادة من نجم إلى آخر، مما يقلل من كتلة المتبرع ويزيد كتلة المتلقي. يمكن أن يكون هذا النقل الجماعي مثيرًا بشكل خاص عندما يكون المتلقي عبارة عن بقايا نجمية مثل القزم الأبيض أو النجم النيوتروني. في حين أن القصة التفصيلية لكيفية تطور هذه النجوم الثنائية تتجاوز نطاق كتابنا، فإننا نريد أن نذكر بعض الأمثلة عن كيفية تغير مراحل التطور الموصوفة في هذا الفصل عندما يكون هناك نجمان في النظام.

انفجارات الأقزام البيضاء: النوع المعتدل

لننظر في النظام التالي المكون من نجمتين: أحدهما أصبح قزمًا أبيض والآخر ينقل المواد إليه تدريجيًا. عندما يتراكم الهيدروجين الطازج من الطبقات الخارجية لرفيقه على سطح القزم الأبيض الساخن، يبدأ في تكوين طبقة من الهيدروجين. مع تراكم المزيد من الهيدروجين وتسخينه على سطح النجم المتحلل، تصل الطبقة الجديدة في النهاية إلى درجة حرارة تؤدي إلى بدء الاندماج بطريقة مفاجئة ومتفجرة، مما يؤدي إلى التخلص من الكثير من المواد الجديدة.

بهذه الطريقة، يصبح القزم الأبيض سريعًا (ولكن لفترة وجيزة فقط) ساطعًا جدًا، بمئات أو آلاف المرات من لمعانه السابق. بالنسبة للمراقبين قبل اختراع التلسكوب، بدا أن نجمًا جديدًا ظهر فجأة، وأطلقوا عليه اسم نوفا. ¹ نوفاي تتلاشى في غضون بضعة أشهر إلى بضع سنوات.

تمت ملاحظة المئات من المستعرات، كل منها يحدث في نظام نجمي ثنائي ويظهر كل منها لاحقًا غلافًا من المواد المطرودة. يحتوي عدد من النجوم على أكثر من حلقة نوفا واحدة، حيث تتراكم المزيد من المواد من النجم المجاور على القزم الأبيض وتتكرر العملية بأكملها. طالما أن الحلقات لا تزيد من كتلة القزم الأبيض إلى ما وراء حد Chandrasekhar (عن طريق نقل الكثير من الكتلة بسرعة كبيرة جدًا)، فإن القزم الأبيض الكثيف نفسه لا يتأثر إلى حد كبير بالانفجارات على سطحه.

انفجارات الأقزام البيضاء: النوع العنيف

إذا قام قزم أبيض بتجميع مادة من نجم مصاحب بمعدل أسرع بكثير، فيمكن دفعها فوق حد Chandrasekhar. يظهر تطور مثل هذا النظام الثنائي في الشكل. عندما تقترب كتلته من الحد الأقصى لكتلة Chandrasekhar (تتجاوز 1.4\(M_{\text{Sun}}\))، لم يعد هذا الجسم قادرًا على دعم نفسه كقزم أبيض، ويبدأ في الانقباض. أثناء قيامها بذلك، ترتفع درجة حرارتها، ويمكن أن تبدأ التفاعلات النووية الجديدة في النواة المتدهورة. «ينضج» النجم للقرن المقبل أو نحو ذلك، مما يؤدي إلى زيادة درجة الحرارة الداخلية. تنتهي مرحلة الغليان هذه في أقل من ثانية، عندما تحدث كمية هائلة من الاندماج (خاصة الكربون) دفعة واحدة، مما يؤدي إلى انفجار. إن طاقة الاندماج الناتجة أثناء الانفجار النهائي كبيرة جدًا لدرجة أنها تدمر القزم الأبيض تمامًا. يتم تفجير الغازات إلى الفضاء بسرعات تبلغ حوالي 10,000 كيلومتر في الثانية، وبعد ذلك، لم يتبق أي أثر للقزم الأبيض.

الشكل:\(\PageIndex{1}\) تطور النظام الثنائي. يتطور النجم الأكثر ضخامة أولاً ليصبح عملاقًا أحمر ثم قزمًا أبيض. يبدأ القزم الأبيض بعد ذلك في جذب المواد من رفيقه، والذي بدوره يتطور ليصبح عملاقًا أحمر. في النهاية، يكتسب القزم الأبيض قدرًا كبيرًا من الكتلة بحيث يتم دفعه فوق حد Chandrasekhar ويصبح من النوع Ia أعظم.

يُطلق على هذا الانفجار أيضًا اسم السوبرنوفا، لأنه، مثل تدمير نجم عالي الكتلة، ينتج كمية هائلة من الطاقة في وقت قصير جدًا. ومع ذلك، على عكس انفجار نجم عالي الكتلة، والذي يمكن أن يترك وراءه نجمًا نيوترونيًا أو بقايا ثقب أسود، يتم تدمير القزم الأبيض تمامًا في هذه العملية، دون ترك أي بقايا. نسمي هذه الانفجارات القزمة البيضاء نوع Ia المستعرات الأعظمية.

نميز المستعرات الأعظمية من النوع الأول عن تلك المستعرات الأعظمية من النوع الثاني الناشئة عن موت النجوم الضخمة التي تمت مناقشتها سابقًا بسبب غياب الهيدروجين في أطيافها المرصودة. الهيدروجين هو العنصر الأكثر شيوعًا في الكون وهو مكون رئيسي للنجوم الضخمة والمتطورة. ومع ذلك، كما تعلمنا سابقًا، فإن الهيدروجين غائب عن بقايا القزم الأبيض، والتي تتكون أساسًا من الكربون والأكسجين للكتل المماثلة للحد الكتلي لـ Chandrasekhar.

يشير التصنيف الفرعي «a» من النوع Ia المستعر الأعظمي أيضًا إلى وجود خطوط امتصاص قوية للسيليكون، وهي غائبة عن المستعرات الأعظمية الناشئة عن انهيار النجوم الضخمة. السيليكون هو أحد المنتجات التي تنتج عن اندماج الكربون والأكسجين، وهو ما يدعم السيناريو الذي وصفناه أعلاه - وهو أن هناك بداية مفاجئة لاندماج الكربون (والأكسجين) الذي صنع منه القزم الأبيض.

تشير الأدلة الرصدية الآن بقوة إلى أن SN 1006 ومستعر تايكو الأعظم ومستعر كيبلر الأعظم (انظر مربع المستعرات الأعظمية في التاريخ في القسم 23.3) كانوا جميعًا من المستعرات الأعظمية من النوع Ia. على سبيل المثال، على عكس حالة SN 1054، التي أسفرت عن النجم النابض الدوار في سديم السرطان، لا تُظهر أي من هذه المستعرات العظمى التاريخية أي دليل على وجود بقايا نجمية نجت من انفجارها. ولعل الأمر الأكثر إثارة للحيرة هو أن علماء الفلك لم يتمكنوا حتى الآن من التعرف على النجم المصاحب الذي يغذي القزم الأبيض في أي من هذه المستعرات الأعظمية التاريخية.

وبالتالي، من أجل معالجة لغز النجوم المصاحبة الغائبة والألغاز البارزة الأخرى، بدأ علماء الفلك مؤخرًا في البحث عن آليات بديلة لتوليد المستعرات الأعظمية من النوع Ia. تعتمد جميع الآليات المقترحة على الأقزام البيضاء المكونة من الكربون والأكسجين، وهي ضرورية لمواجهة الغياب الملحوظ للهيدروجين في طيف النوع Ia. ولأن أي قزم أبيض معزول تحت كتلة Chandrasekhar مستقر، فإن جميع الآليات المقترحة تستدعي رفيقًا ثنائيًا لتفجير القزم الأبيض. يعتقد العلماء أن الآلية البديلة الرائدة تخلق نوعًا من المستعر الأعظم Ia هو اندماج نجمين قزم أبيضين في نظام ثنائي. قد يكون للقزامين الأبيضين مدارات غير مستقرة، بحيث أنه بمرور الوقت، سيتقاربان ببطء من بعضهما البعض حتى يندمجان. إذا كانت كتلتها المجمعة أكبر من حد Chandrasekhar، فقد تكون النتيجة أيضًا انفجار مستعر أعظم من النوع Ia.

تعتبر المستعرات الأعظمية من النوع Ia ذات أهمية كبيرة لعلماء الفلك في مجالات البحث الأخرى. هذا النوع من السوبرنوفا أكثر إشراقًا من المستعرات الأعظمية الناتجة عن انهيار نجم ضخم. وهكذا، يمكن رؤية المستعرات الأعظمية من النوع Ia على مسافات كبيرة جدًا، وتوجد في جميع أنواع المجرات. يكون خرج الطاقة من معظم المستعرات الأعظمية من النوع Ia ثابتًا، مع اختلاف بسيط في الحد الأقصى من الإضاءة، أو في كيفية زيادة ناتج الضوء في البداية ثم انخفاضه ببطء بمرور الوقت. هذه الخصائص تجعل المستعرات الأعظمية من النوع Ia ذات قيمة كبيرة للغاية لعلماء الفلك الذين يبحثون عن مسافات كبيرة - خارج حدود مجرتنا. سوف تتعلم المزيد عن استخدامها في قياس المسافات إلى المجرات الأخرى في The Big Bang.

في المقابل، تكون المستعرات الأعظمية من النوع الثاني أقل إضاءة بحوالي 5 مرات من المستعرات الأعظمية من النوع Ia ولا تُرى إلا في المجرات التي لديها تكوين نجمي ضخم حديث. تعتبر المستعرات الأعظمية من النوع الثاني أيضًا أقل اتساقًا في إنتاجها للطاقة أثناء الانفجار ويمكن أن يكون لها نطاق قيم ذروة اللمعان.

النجوم النيوترونية مع الصحابة

الآن دعونا نلقي نظرة على المزيد من النجوم غير المتطابقة أثناء العمل. من الممكن، في ظل الظروف المناسبة، أن ينجو النظام الثنائي من انفجار أحد أعضائه باعتباره مستعرًا أعظم من النوع الثاني. في هذه الحالة، يمكن للنجم العادي في النهاية مشاركة النظام مع نجم نيوتروني. إذا تم نقل المادة بعد ذلك من النجم «الحي» إلى رفيقه «الميت» (والمضغوط للغاية)، فسيتم سحب هذه المادة من خلال الجاذبية القوية للنجم النيوتروني. سيتم ضغط هذا الغاز المتساقط وتسخينه إلى درجات حرارة لا تصدق. سرعان ما يصبح الجو حارًا جدًا لدرجة أنه سيشهد انفجارًا من الاندماج. الطاقات المستخدمة كبيرة جدًا لدرجة أننا نتوقع ظهور الكثير من الإشعاع الناتج عن الانفجار كأشعة سينية. وبالفعل، سجلت المراصد عالية الطاقة فوق الغلاف الجوي للأرض (انظر الأدوات الفلكية) العديد من الأجسام التي تخضع فقط لهذه الأنواع من انفجارات الأشعة السينية.

إذا تم وضع النجم النيوتروني ورفيقه في الاتجاه الصحيح، فيمكن نقل كمية كبيرة من المواد إلى النجم النيوتروني ويمكن ضبطه على الدوران بشكل أسرع (كما يتم نقل طاقة الدوران أيضًا). سينخفض نصف قطر النجم النيوتروني أيضًا مع إضافة المزيد من الكتلة. اكتشف علماء الفلك النجوم النابضة في الأنظمة الثنائية التي تدور بمعدل أكثر من 500 مرة في الثانية! (تسمى هذه أحيانًا بالنبضات بالمللي ثانية حيث يتم فصل النبضات ببضعة آلاف من أجزاء من الثانية.)

لا يمكن أن يأتي مثل هذا الدوران السريع منذ ولادة النجم النيوتروني؛ لا بد أنه حدث من الخارج. (تذكر أن نجم Crab Nebula النابض، وهو أحد أصغر النجوم النابضة المعروفة، كان يدور «فقط» 30 مرة في الثانية.) في الواقع، يُلاحظ أن بعض النجوم النابضة السريعة هي جزء من الأنظمة الثنائية، في حين أن البعض الآخر قد يكون بمفرده فقط لأنه «استهلك بالكامل» نجومه الشريكة السابقة من خلال عملية النقل الشامل. (يُطلق عليها أحيانًا اسم «نبضات الأرملة السوداء».)

شاهد هذا الفيديو القصير لرؤية الدكتور سكوت رانسوم، من المرصد الوطني لعلم الفلك الراديوي، يشرح كيفية ظهور نبضات ميلي ثانية، مع بعض الرسوم المتحركة الرائعة.

وإذا كنت تعتقد أن النجم النيوتروني الذي يتفاعل مع نجم «عادي» أمر غير عادي، فهناك أيضًا أنظمة ثنائية تتكون من نجمين نيوترونيين. يحتوي أحد هذه الأنظمة على النجوم في مدارات قريبة جدًا من بعضها البعض، لدرجة أنها تغير مدار بعضها البعض باستمرار. يشتمل نظام نجمي نيوتروني ثنائي آخر على نجمين نبضين يدوران حول بعضهما البعض كل ساعتين و25 دقيقة. كما ناقشنا سابقًا، تشع النجوم النابضة طاقتها، ويتحرك هذان النجمان ببطء نحو بعضهما البعض، بحيث أنه في غضون 85 مليون سنة، سوف يندمجان فعليًا.

لقد وصلنا الآن إلى نهاية وصفنا للمراحل النهائية من النجوم، ولكن لا يزال هناك جزء واحد من القصة يتعين ملؤه. لقد رأينا أن النجوم التي تقل كتلتها الأساسية عن 1.4\(M_{\text{Sun}}\) عند نفاد الوقود تنهي حياتها كأقزام بيضاء. النجوم المحتضرة ذات الكتل الأساسية بين 1.4 وحوالي 3\(M_{\text{Sun}}\) تصبح نجومًا نيوترونية. ولكن هناك نجوم تكون كتلتها الأساسية أكبر من 3\(M_{\text{Sun}}\) عندما تستنفد إمدادات الوقود الخاصة بها. ماذا يحدث لهم؟ النتيجة الغريبة حقًا لموت مثل هذه النوى النجمية الضخمة (تسمى الثقب الأسود) هي موضوع الفصل التالي. لكن أولاً، سننظر إلى لغز فلكي تبين أنه مرتبط بموت النجوم وتم حله من خلال التجسس الذكي والجمع بين الملاحظة والنظرية.

المفاهيم الأساسية والملخص

عندما يكون القزم الأبيض أو النجم النيوتروني عضوًا في نظام نجمي ثنائي قريب، يمكن للنجم المصاحب له نقل الكتلة إليه. يمكن أن تنفجر المواد التي تسقط تدريجيًا على قزم أبيض في انفجار مفاجئ للاندماج وتصنع نوفا. إذا سقطت المادة بسرعة على قزم أبيض، فإنها يمكن أن تدفعها فوق حدود تشاندراسيخار وتتسبب في انفجارها تمامًا كمستعر أعظم من النوع Ia. هناك آلية أخرى محتملة لنوع Ia supernova وهي دمج قزمين أبيضين. يمكن أن تتسبب المواد التي تسقط على نجم نيوتروني في حدوث انفجارات قوية من الأشعة السينية. يمكن أن يؤدي نقل المواد والزخم الزاوي إلى تسريع دوران النجوم النابضة حتى تصل فتراتها إلى بضعة أجزاء من الألف من الثانية.

الحواشي

¹ نحن نعلم الآن أن هذه المصطلحات التاريخية مضللة تمامًا لأن المبتدئين لا ينحدرون من نجوم جديدة. في الواقع، على العكس تمامًا، تنشأ المستعرات من الأقزام البيضاء، والتي هي في الواقع نقطة النهاية للتطور النجمي للنجوم منخفضة الكتلة. ولكن نظرًا لأن نظام النجمين كان باهتًا جدًا بحيث لا يمكن رؤيته بالعين المجردة، فقد بدا للناس، قبل اختراع التلسكوبات، أن نجمًا قد ظهر حيث لم يكن هناك شيء مرئي.

مسرد المصطلحات

نوفا

الانفجار الكارثي الناتج في نظام ثنائي، مما أدى إلى زيادة لمعانه مؤقتًا بمئات إلى آلاف المرات

نابض ميلي ثانية

نجم نابض يدور بسرعة كبيرة بحيث يمكنه إطلاق مئات النبضات في الثانية (وبالتالي يتم قياس فترته بالمللي ثانية)