التهم النجم النيوتروني “الأرملة السوداء” رفيقه ليصبح أثقل نجم عُثر عليه على الإطلاق

حدد علماء الفلك أثقل نجم نيوتروني معروف حتى الآن ، ويبلغ وزنه 2.35 كتلة شمسية ، وفقًا لـ أ المنشور الاخير نشرت في مجلة Astrophysical Journal Letters. كيف أصبح بهذا الحجم؟ على الأرجح عن طريق التهام نجم رفيق – المكافئ السماوي لعنكبوت أرملة سوداء يلتهم رفيقه. يساعد العمل في وضع حد أعلى لحجم النجوم النيوترونية ، مع ما يترتب على ذلك من آثار على فهمنا للحالة الكمومية للمادة في جوهرها.

النجوم النيوترونية هي بقايا المستعرات الأعظمية. كمحرر علمي لـ Ars John Timmer كتب الشهر الماضي:

تبدأ المادة التي تشكل النجوم النيوترونية بالذرات المتأينة بالقرب من قلب نجم ضخم. بمجرد توقف تفاعلات اندماج النجم عن إنتاج طاقة كافية لمواجهة سحب الجاذبية ، تتقلص هذه المادة ، وتتعرض لضغط متزايد. قوة التكسير كافية لإزالة الحدود بين النوى الذرية ، مما يخلق حساءً عملاقًا من البروتونات والنيوترونات. في النهاية ، حتى إلكترونات المنطقة تُجبر على تكوين العديد من البروتونات ، وتحولها إلى نيوترونات.

يوفر هذا أخيرًا قوة لصد قوة الجاذبية الساحقة. تمنع ميكانيكا الكم النيوترونات من احتلال نفس حالة الطاقة القريبة ، مما يمنع النيوترونات من الاقتراب وبالتالي يمنع الانهيار في الثقب الأسود. لكن من الممكن أن تكون هناك حالة وسيطة بين كتلة من النيوترونات وثقب أسود ، وهي حالة تبدأ فيها الحدود بين النيوترونات في الانهيار ، مما يؤدي إلى مجموعات غريبة من الكواركات المكونة لها.

بصرف النظر عن الثقوب السوداء ، فإن نوى النجوم النيوترونية هي أكثر الأجسام كثافة في الكون ، ولأنها مخفية خلف أفق الحدث ، فمن الصعب دراستها. “نحن نعرف تقريبًا كيف تتصرف المادة عند الكثافات النووية ، كما هو الحال في نواة ذرة اليورانيوم ،” يقول أليكس فيليبينكو، عالم فلك بجامعة كاليفورنيا في بيركلي ومؤلف مشارك للورقة البحثية الجديدة. “النجم النيوتروني يشبه النواة العملاقة ، ولكن عندما يكون لديك 1.5 كتلة شمسية من هذه المادة ، أو حوالي 500000 كتلة أرضية من النوى جميعها مرتبطة ببعضها البعض ، فلا يوجد ما يدل على كيفية تصرفها.”

النجم النيوتروني المميز في هذا المقال الأخير هو نجم نابض ، PSR J0952-0607 – أو J0952 للاختصار – يقع في كوكبة Sextans بين 3200 و 5700 سنة ضوئية من الأرض. تولد النجوم النيوترونية بالدوران ويصدر المجال المغناطيسي الدوار حزمًا من الضوء على شكل موجات راديو أو أشعة سينية أو أشعة جاما. يمكن لعلماء الفلك اكتشاف النجوم النابضة بينما تكتسح حزمها الأرض. J0952 كان اكتشف في عام 2017 بفضل تلسكوب المصفوفة الراديوية منخفضة التردد (LOFAR) ، تتبع البيانات عن مصادر أشعة غاما الغامضة التي تم جمعها بواسطة تلسكوب فيرمي الفضائي لأشعة غاما التابع لناسا.

يدور النجم النابض بمعدل دوران واحد تقريبًا في الثانية ، أو 60 في الدقيقة. لكن J0952 يدور بسرعة 42000 دورة في الدقيقة ، مما يجعله ثاني أسرع نجم نابض معروف حتى الآن. الفرضية المفضلة حاليًا هي أن هذه الأنواع من النجوم النابضة كانت في يوم من الأيام جزءًا من الأنظمة الثنائية ، مما أدى إلى تجريد النجوم المصاحبة لها تدريجيًا حتى تبخر هذا الأخير. هذا هو السبب في أن هذه النجوم تُعرف باسم نجوم الأرملة السوداء النابضة. يدعو Filippenko “حالة الجحود الكوني”:

المسار التطوري رائع للغاية. علامة تعجب مزدوجة. عندما يتطور النجم المرافق ويبدأ في التحول إلى عملاق أحمر ، تتسرب المادة فوق النجم النيوتروني ، وهذا يدور النجم النيوتروني. أثناء دورانه ، يصبح الآن نشطًا بشكل لا يصدق وتبدأ رياح من الجسيمات في الانطلاق من النجم النيوتروني. ثم تضرب هذه الرياح النجم المانح وتبدأ في إزالة المادة ، وبمرور الوقت تتناقص كتلة النجم المانح إلى كتلة الكوكب ، وإذا مر المزيد من الوقت ، فإنها تختفي تمامًا. هذه هي الطريقة التي يمكن أن تتشكل بها النجوم النابضة المنفردة من ميلي ثانية. لم يكونوا وحدهم في البداية – لا بد أنهم كانوا في زوج ثنائي – لكنهم تلاشى تدريجياً بعيدًا عن رفاقهم ، وأصبحوا الآن وحيدًا.

تشرح هذه العملية كيف أصبحت J0952 ثقيلة جدًا. ومثل هذه الأنظمة نعمة لعلماء مثل Filippenko وزملائه الذين يريدون قياس وزن النجوم النيوترونية بدقة. الحيلة هي العثور على الأنظمة الثنائية للنجوم النيوترونية التي يكون فيها النجم المصاحب صغيرًا ولكن ليس صغيرًا جدًا بحيث لا يمكن اكتشافه. من بين عشرات النجوم النابضة من Black Widow التي درسها الفريق على مر السنين ، استوفت ستة فقط هذه المعايير.

تبلغ كتلة النجم المرافق لـ J0952 20 ضعف كتلة المشتري وهو محبوس في مدار مع النجم النابض. لذلك فإن الجانب المواجه لـ J0952 حار جدًا ، حيث تصل درجات الحرارة إلى 6200 كلفن (10،700 درجة فهرنهايت) ، مما يجعله ساطعًا بدرجة كافية لاكتشافه باستخدام تلسكوب كبير.

فيلبينكو وآخرون. أمضى السنوات الأربع الماضية في إجراء ست ملاحظات لـ J0952 باستخدام تلسكوب Keck الذي يبلغ ارتفاعه 10 أمتار في هاواي للقبض على النجم المرافق في نقاط محددة في مداره البالغ 6.4 ساعات حول النجم النابض. ثم قارنوا الأطياف الناتجة بأطياف النجوم الشبيهة بالشمس لتحديد السرعة المدارية. وهذا بدوره سمح لهم بحساب كتلة النجم النابض.

إن العثور على المزيد من هذه الأنظمة من شأنه أن يساعد في وضع المزيد من القيود على الحد الأعلى لحجم النجم النيوتروني قبل أن ينهار في الثقوب السوداء ، وكذلك القضاء على النظريات المتنافسة حول طبيعة حساء الكوارك. “يمكننا مواصلة البحث عن الأرامل السود ونجوم نيوترونية مماثلة تتزلج بالقرب من حافة الثقب الأسود ،” قال فيليبينكو. “ولكن إذا لم نجد أيًا منها ، فهذا يقوي الحجة القائلة بأن 2.3 كتلة شمسية هي الحد الحقيقي ، والتي تصبح بعدها ثقوبًا سوداء.”

DOI: رسائل مجلة الفيزياء الفلكية ، 2022. 10.3847 / 2041-8213 / ac8007 (حول DOIs).