التهم النجم النيوتروني “الأرملة السوداء” رفيقه ليصبح أثقل ما يُعثر عليه حتى الآن

حدد علماء الفلك أثقل نجم نيوتروني معروف حتى الآن ، حيث يزن 2.35 كتلة شمسية ، وفقًا لـ الورقة الأخيرة نشرت في مجلة Astrophysical Journal Letters. كيف أصبحت كبيرة جدا؟ على الأرجح عن طريق التهام نجم رفيق – المكافئ السماوي لعنكبوت أرملة سوداء يلتهم رفيقه. يساعد العمل في وضع حد أعلى لمدى ضخامة النجوم النيوترونية ، مع ما يترتب على ذلك من آثار على فهمنا للحالة الكمومية للمادة في نواتها.

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

تبدأ المادة التي تشكل النجوم النيوترونية كذرات متأينة بالقرب من قلب نجم ضخم. بمجرد توقف تفاعلات اندماج النجم عن إنتاج طاقة كافية لمواجهة سحب الجاذبية ، تتقلص هذه المادة ، وتعاني من ضغوط متزايدة. قوة التكسير كافية للقضاء على الحدود بين النوى الذرية ، مما يخلق حساءً عملاقًا من البروتونات والنيوترونات. في النهاية ، حتى الإلكترونات الموجودة في المنطقة تجبر على تكوين العديد من البروتونات ، وتحويلها إلى نيوترونات.

يوفر هذا أخيرًا قوة للضغط على قوة الجاذبية الساحقة. تمنع ميكانيكا الكم النيوترونات من احتلال نفس حالة الطاقة على مقربة شديدة ، وهذا يمنع النيوترونات من الاقتراب ، وبالتالي يمنع الانهيار في الثقب الأسود. لكن من الممكن أن تكون هناك حالة وسيطة بين فقاعة من النيوترونات وثقب أسود ، حيث تبدأ الحدود بين النيوترونات في الانهيار ، مما يؤدي إلى مجموعات غريبة من الكواركات المكونة لها.

نظرًا لعدم وجود ثقوب سوداء ، فإن نوى النجوم النيوترونية هي أكثر الأشياء المعروفة 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 ،” قال أليكس فيليبينكو، عالم فلك في جامعة كاليفورنيا ، بيركلي ومؤلف مشارك للبحث الجديد. “النجم النيوتروني يشبه نواة عملاقة واحدة ، ولكن عندما يكون لديك 1.5 كتلة شمسية من هذه المادة ، أي ما يقرب من 500000 كتلة أرضية من النوى جميعها تتشبث ببعضها البعض ، فليس من الواضح على الإطلاق كيف ستتصرف.”

النجم النيوتروني المميز في هذا البحث 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 وهي تدور حول نفسها ، ويصدر المجال المغناطيسي الدوار حزمًا من الضوء على شكل موجات راديوية أو أشعة سينية أو أشعة جاما. يمكن لعلماء الفلك اكتشاف النجوم النابضة عندما تجتاح حزمها الأرض. J0952 كان اكتشف في عام 2017 بفضل التلسكوب الراديوي منخفض التردد (LOFAR) ، لمتابعة البيانات الخاصة بمصادر أشعة جاما الغامضة التي تم جمعها بواسطة تلسكوب فيرمي لأشعة جاما الفضائي التابع لناسا.

يدور النجم النابض بمعدل دوران واحد تقريبًا في الثانية ، أو 60 في الدقيقة. لكن J0952 يدور بسرعة هائلة تصل إلى 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. لهذا السبب تُعرف مثل هذه النجوم باسم النجوم النابضة للأرملة السوداء – ماذا يدعو Filippenko “حالة الجحود الكوني”:

المسار التطوري رائع للغاية. علامة تعجب مزدوجة. بينما يتطور النجم المرافق ويبدأ في التحول إلى عملاق أحمر ، تتسرب المواد إلى النجم النيوتروني ، وهذا يدور حول النجم النيوتروني. من خلال الدوران ، تصبح الآن نشطة بشكل لا يصدق ، وتبدأ رياح من الجسيمات في الخروج من النجم النيوتروني. ثم تضرب هذه الرياح النجم المانح وتبدأ في تجريد المادة ، وبمرور الوقت ، تقل كتلة النجم المانح إلى كتلة كوكب ، وإذا مر المزيد من الوقت ، فإنها تختفي تمامًا. لذلك ، هذه هي الطريقة التي يمكن أن تتشكل بها النجوم النابضة التي تتكون من ميلي ثانية واحدة. لم يكونوا وحدهم في البداية – كان عليهم أن يكونوا في زوج ثنائي – لكنهم تبخروا تدريجيًا بعيدًا عن رفاقهم ، وأصبحوا الآن منعزلين.

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

النجم المرافق لـ J0952 هو 20 ضعف كتلة كوكب المشتري وهو محبوس مداريًا في مدار مع النجم النابض. وبالتالي فإن الجانب المواجه لـ J0952 حار جدًا ، حيث تصل درجات الحرارة إلى 6200 كلفن (10،700 درجة فهرنهايت) ، مما يجعله ساطعًا بدرجة كافية ليتم رصده 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.

سيساعد العثور على المزيد من هذه الأنظمة في وضع المزيد من القيود على الحد الأعلى للكيفية التي يمكن أن تصبح بها النجوم النيوترونية الكبيرة قبل أن تنهار في الثقوب السوداء ، بالإضافة إلى تذرية النظريات المتنافسة حول طبيعة حساء الكوارك في نواتها. “يمكننا الاستمرار في البحث عن الأرامل السود والنجوم النيوترونية المماثلة التي تتزلج بالقرب من حافة الثقب الأسود ،” قال فيليبينكو. “ولكن إذا لم نعثر على أي منها ، فهذا يزيد من 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).