اسأل إيثان: كيف يؤثر الدوران على شكل النجوم النابضة؟

النجم النيوتروني هو أحد أكثر أشكال المادة كثافة في الكون ، لكن كتلته لها حد أعلى. إذا تم تجاوزه ، ينهار نجم نيوتروني في ثقب أسود

هناك عدد قليل من الأشياء الثابتة في الكون. تقريبا كل الأجسام المعروفة لنا تدور. كل قمر ، كوكب ، نجم معروف لنا ، يدور حول محوره ، لذلك في واقعنا المادي لا توجد مجالات مثالية. يتضخم جسم في التوازن الهيدروستاتيكي ، أثناء الدوران ، حول خط الاستواء ويتم ضغطه من القطبين. أرضنا ، بفضل ثورة واحدة في اليوم ، على طول المحور الاستوائي أطول بـ 42 كم من القطبية ، وهناك أجسام تدور بسرعة أكبر. ماذا عن أسرع الأشياء الدوارة؟ يسأل قارئنا:

تدور بعض النجوم النابضة بسرعة مذهلة. كم يشوه هذا شكلهم ، وهل هم لا يلقون المادة بسبب هذا - أم أن ثقلهم يمسك بها؟

هناك قيود على سرعة دوران الأشياء ، وعلى الرغم من أن النجوم النابضة ليست استثناءً ، إلا أن بعضها يمكن أن يطلق عليه اسمًا استثنائيًا حقًا.


النجم النابض في الأشرعة ، مثل جميع النجم النابض ، هو مثال لبقايا النجم النيوتروني. غالبًا ما يحيط الغاز والمادة بالنجوم النابضة ، وهي مصادر وقود للسلوك النابض لهذه النجوم النيوترونية.

النجوم النابضة ، أو النجوم النيوترونية الدوارة ، لديها بعض من أكثر الخصائص المذهلة بين جميع الأجسام في الكون. تظهر بعد مستعر أعظم ، عندما تنهار النواة إلى حالة كرة صلبة من النيوترونات ، تتجاوز كتلة الشمس ، ولكن بقطر عدة كيلومترات فقط. هذا هو الشكل الأكثر كثافة للمادة المعروفة. وعلى الرغم من أنها تسمى النجوم النيوترونية ، إلا أنها تتكون فقط من 90٪ من النيوترونات ، لذلك عندما تدور ، فإن الجسيمات المشحونة تتحرك بسرعة كبيرة وتخلق مجالًا مغناطيسيًا قويًا. عندما تسقط الجسيمات المحيطة بها في هذا المجال ، فإنها تتسارع ، وتظهر طائرة نفاثة أو نفاثة تنبثق من أقطاب نجم نيوتروني. وعندما يشير أحد هذين القطبين في اتجاهنا ، نرى "اندفاع" النجم النابض.


يحتوي النجم النابض ، الذي يتكون من النيوترونات ، على غلاف خارجي من البروتونات والنيوترونات ، مما يخلق مجالًا مغناطيسيًا قويًا للغاية ، أكبر تريليون مرة من ذلك على سطح الشمس. لاحظ أن محور الدوران والمحور المغناطيسي مختلفان قليلاً.

لا تبدو معظم النجوم النيوترونية الموجودة مثل النجوم النابضة لنا ، لأن معظمها لا يدور بحيث يتزامن محور الدوران مع خط الرؤية. من الممكن أن تكون جميع النجوم النيوترونية نبضات ، لكن جزءًا صغيرًا منها فقط مرئي لنا. ومع ذلك ، حتى النجوم النابضة التي تمت ملاحظتها لها انتشار كبير في عدد الثورات.


في صورة قلب سديم السرطان - نجم شاب ضخم توفي مؤخرًا في انفجار مستعر أعظم مذهل - يمكنك رؤية الموجات المميزة الناتجة عن النجم النيوتروني النابض والدوران السريع ، النجم النابض. هذا النجم النابض الصغير ، عمره 1000 عام فقط ، يدور 30 ​​مرة في الثانية ، وهو ممثل نموذجي للنجوم النابضة العادية.

تنبض النجوم النابضة العادية ، التي ينتمي إليها معظم النجوم النابضة ، ثورة كاملة من بضع مئات من أجزاء من الثانية إلى عدة ثوان ، وتدور النجوم النابضة بالمللي ثانية بشكل أسرع. أسرع نبض معروف يدور 766 مرة في الثانية ، والأبطأ ، المكتشف في مركز المستعر الأعظم RCW 103 البالغ من العمر 2000 عام ، يدور في 6.7 ساعة لا تصدق .


نجم نيوتروني يدور ببطء شديد في قلب بقايا السوبرنوفا RCW 103 هو أيضًا مغناطيسي . في عام 2016 ، أكدت بيانات جديدة من أقمار صناعية مختلفة أنها النجم النيوتروني الأكثر دورانًا ببطء من جميع المعروف

قبل بضع سنوات ، سارت قصة غير صحيحة حول الشبكة التي تبين أن نجمًا يدور ببطء هو أقرب كائن إلى المجال المعروف للبشرية. بالكاد! الشمس قريبة جدًا من المجال المثالي ، وفي المستوى الاستوائي يزيد حجمها عن 10 كم فقط عن القطر على طول المحور بين القطبين (أي أنها تختلف عن المجال المثالي بنسبة 0.0007٪) ، والنجم المكتشف مؤخرًا KIC 11145123 أكبر من ضعف حجم الشمس الحجم ، ولكن الفرق في خط الاستواء والأقطاب هو 3 كم فقط.


عند أبطأ نجم دوار معروف لنا ، Kepler / KIC 1145123 ، تختلف الأقطار عند القطبين وخط الاستواء بنسبة 0.0002٪ فقط. ومع ذلك ، يمكن أن تكون النجوم النيوترونية أكثر من ذلك بكثير.

ومع ذلك ، على الرغم من أن الفرق من 0.0002٪ فقط من المجال المثالي هو نتيجة جيدة ، إلا أن أبطأ جميع النجوم النيوترونية الدوارة ، والمعروفة باسم 1E 1613 ، تحطم جميع هذه السجلات. يبلغ قطرها حوالي 20 كم ، ولا يتجاوز الفرق بين نصف القطر الاستوائي والقطبي نصف قطر البروتون: فهو أقل من تريليون من 1٪. بالطبع ، إذا كان بإمكاننا التأكد من أن شكل النجم النيوتروني يتحدد من خلال ديناميكياته الدورانية.

ولكن ، ربما ، في الواقع ، لم يكن الأمر كذلك ، وتلعب صحة هذا البيان دورًا كبيرًا في دراسة الجانب الآخر من العملة - أسرع النجوم النيوترونية الدورية.


النجم النيوتروني صغير وخافت ، ولكنه حار جدًا ويبرد لفترة طويلة جدًا. إذا استطعنا أن نراقبها ونرى توهجها ، فسوف نراها تلمع ملايين المرات أطول من العمر الحالي للكون.

تمتلك النجوم النيوترونية مجالًا مغناطيسيًا قويًا بشكل لا يصدق - بالنسبة للنجم النيوتروني العادي ، تبلغ شدته 100 مليار غاوس ، وبالنسبة للمغناطيسات ذات المجال المغناطيسي الأقوى ، فهي تتراوح بين 100 تريليون إلى 1 كوادريليون غاوس. للمقارنة ، تبلغ شدة المجال المغناطيسي للأرض حوالي 0.6 جم. وإذا حاول الدوران تسطيح النجم النيوتروني وجعله على شكل كرة كروية مضغوطة ، فإن الحقول المغناطيسية تعمل في الاتجاه المعاكس ، وتسحب النجم النيوتروني على طول محور الدوران إلى شكل يشبه البطيخ ، يعرف باسم كروي ممدود.


الأجسام الكروية المضغوطة والمطولة

نظرًا لمحدودية موجات الجاذبية ، نحن واثقون من أن النجوم النيوترونية تتحرك بعيدًا عن شكلها بسبب الدوران بما لا يزيد عن 10-100 سم ، مما يعني أنها مستديرة تمامًا بدقة 0.0001٪. ولكن في الواقع ، يجب أن تكون التشوهات أقل. أسرع نجم نيوتروني دوار له تردد دوران 766 هرتز ، أو فترة ثورة 0.0013 ثانية.

وعلى الرغم من وجود العديد من الطرق لحساب التسطيح حتى بالنسبة للنجوم النيوترونية الأسرع (بدون المعادلة المقبولة بشكل عام) ، حتى هذه السرعة المذهلة ، التي يتحرك بها السطح عند خط الاستواء بسرعة حوالي 16٪ من سرعة الضوء ، ستؤدي إلى تسطيح 0.0000001٪ فقط ، زائد أو ناقص بضعة أوامر. وهذا لا يقترب حتى من سرعة الهروب - كل شيء موجود على سطح نجم نيوتروني سيبقى هناك.


قبل الاندماج ، لا ينبعث نجمان نيوترونيان فقط من موجات الجاذبية ، بل يولدان أيضًا انفجارًا كارثيًا يستجيب في جميع أنحاء الطيف الكهرومغناطيسي ، بالإضافة إلى تيار من العناصر الثقيلة الأقرب إلى نهاية الجدول الدوري.

بعد اندماج نجمين نيوترونيين ، يمكن الحصول على المثال الأكثر تطرفا لنجم نيوتروني دوار يتكون نتيجة للانصهار. وفقًا لنظرياتنا المعيارية ، يجب أن تنهار هذه النجوم النيوترونية إلى ثقب أسود عندما يتم تجاوز عتبة كتلة معينة: حوالي 2.5 ضعف الطاقة الشمسية. ولكن إذا كانت هذه النجوم النيوترونية تدور بسرعة ، فيمكنها لبعض الوقت أن تظل نجمة نيوترونية حتى تنبعث طاقة كافية في شكل موجات جاذبية وتصل إلى حالة من عدم الاستقرار الحرج. يمكن لهذه العملية أن تزيد الكتلة القصوى للنجم النيوتروني ، على الأقل مؤقتًا ، بنسبة 10-20 ٪.

ونعتقد أن هذا هو بالضبط ما حدث خلال اندماج نجمين نيوترونيين لاحظناهما .



ما السرعة التي يدور بها النجم النيوتروني بعد الاندماج؟ ما مدى تشويه شكله؟ ما هي موجات الجاذبية التي تنبعث منها النجوم النيوترونية الناتجة عن الاندماج؟

للحصول على إجابة ، من الضروري الجمع بين دراسة الأحداث التي تشمل كتلًا من نطاقات مختلفة: لا تتجاوز الكتلة الإجمالية 2.5 من الطاقة الشمسية (يجب الحصول على نجم نيوتروني مستقر) ، والكتلة من 2.5 إلى 3 من الطاقة الشمسية (كما في الحالة التي لاحظناها عندما يتحول نجم نيوتروني موجود مؤقتًا إلى ثقب أسود) ، تكون الكتلة أكثر من 3 شمسي (عندما يتم الحصول على ثقب أسود على الفور) ، ويضيف إلى ذلك قياس إشارات الضوء. يمكننا أيضًا معرفة المزيد من خلال اكتشاف مرحلة الاقتراب في دوامة في أقرب وقت ممكن ، وإرسال التلسكوبات مقدمًا نحو المصدر المقصود. ومع تكليف LIGO / Virgo وكاشفات موجات الجاذبية الأخرى ، بالإضافة إلى زيادة حساسيتها ، يمكننا القيام بذلك بشكل أفضل وأفضل.


اندماج نجمتين نيوترونيتين في رأي الفنان. كما أن الأنظمة الثنائية للنجوم النيوترونية تدور بشكل تدريجي معًا وتندمج ، لكن أقرب الأزواج التي وجدناها لن تندمج لما يقرب من 100 مليون سنة. حتى ذلك الحين ، من المرجح أن يجد LIGO العديد من المرشحين الآخرين.

حتى ذلك الحين ، اعلم أن النجوم النيوترونية ، على الرغم من دورانها السريع ، صلبة للغاية بسبب كثافتها غير المسبوقة. حتى مع وجود مثل هذه المجالات المغناطيسية القوية وسرعات الدوران النسبية مثلها ، فهي مجالات مثالية أكثر من أي شيء يمكننا العثور عليه على المقاييس الميكروسكوبية في الكون. ما لم تثبت الجسيمات الفردية أنها مجالات مثالية (وهذا يمكن أن يحدث) ، فإن النجوم النيوترونية التي تدور ببطء مع المجالات المغناطيسية الضعيفة ستظل أفضل المرشحين لأجسام أكثر كروية ظهرت بشكل طبيعي. لن يؤدي النجم النيوتروني المستقر طويل الأمد إلى خفض سرعة الدوران إلا بمرور الوقت. وكل شيء على سطحه سيبقى هناك.