انطباع الفنان عن "الأكل" النجم النجم رفيق. حقوق الصورة: ESA اضغط للتكبير
اكتشف المرصد الفضائي المتكامل التابع لوكالة الفضاء الأوروبية ، إلى جانب مركبة الفضاء روسي X-Ray Timing Explorer التابعة لوكالة ناسا ، نبضًا سريع الدوران في عملية التهام رفيقه.
تدعم هذه النتيجة النظرية القائلة بأن أسرع النجوم النابضة المعزولة تدور تحصل على هذه السرعة من خلال تفكيك نجم قريب. الغاز الممزق من الرفيق يغذي تسارع النجم النابض. هذا هو النجم النابض السادس المعروف في مثل هذا الترتيب ، ويمثل "نقطة انطلاق" في تطور النابض ثنائي الدوران البطيء إلى النابضات المعزولة ذات الدوران الأسرع.
قال الدكتور موريزيو فالانجا ، الذي قاد الملاحظات التكاملية في المفوضية: "نحن نصل إلى النقطة التي يمكننا أن ننظر فيها إلى أي نجم نابض سريع الدوران معزول ونقول ،" كان هذا الرجل لديه رفيق ". إنيرجي أتوميك (CEA) في ساكلاي ، فرنسا.
"النجوم النابضة" هي نجوم نيوترونية دوارة يتم إنشاؤها في انفجارات نجمية. إنها بقايا النجوم التي كانت أكبر بثمانية أضعاف من الشمس. لا تزال هذه النجوم تحتوي على كتلة شمسنا المدمجة في كرة يبلغ قطرها حوالي 20 كيلومترًا فقط.
ينتمي هذا النجم النابض ، المسمى IGR J00291 + 5934 ، إلى فئة "النابض بالأشعة السينية ميلي ثانية" ، والتي تنبض مع ضوء الأشعة السينية عدة مئات من المرات في الثانية ، وهي واحدة من أسرع النجوم المعروفة. لديها فترة 1.67 مللي ثانية وهي أصغر بكثير من معظم النجوم النابضة الأخرى التي تدور مرة واحدة كل بضع ثوان.
تولد النجوم النيوترونية وهي تدور بسرعة كبيرة في انهيارات النجوم الضخمة. يتباطأون تدريجياً بعد بضع مئات الآلاف من السنين. ومع ذلك ، يمكن للنجوم النيوترونية في أنظمة النجوم الثنائية عكس هذا الاتجاه وتسريعه بمساعدة النجم المرافق.
وللمرة الأولى على الإطلاق ، لوحظ هذا التسريع في الفعل. قال الدكتور لوسيان كويبر من المعهد الهولندي لأبحاث الفضاء في أوترخت: "لدينا الآن أدلة مباشرة على أن النجم يدور بشكل أسرع أثناء تفكيك رفيقه ، وهو أمر لم يره أحد من قبل لمثل هذا النظام".
يمكن للنجم النيوتروني إزالة الغاز من نجمه المرافق في عملية تسمى "التراكم". إن تدفق الغاز إلى النجم النيوتروني يجعل النجم يدور بشكل أسرع وأسرع. كل من تدفق الغاز وتحطمه على سطح النجم النيوتروني يطلق الكثير من الطاقة في شكل أشعة سينية وأشعة غاما.
النجوم النيوترونية لها مجال جاذبية قوي لدرجة أن الضوء المار بالنجم يغير اتجاهه بما يقرب من 100 درجة (بالمقارنة مع الضوء المار بالشمس ينحرف بزاوية أصغر بـ 200 ألف مرة). يشير البروفيسور جوري بوتانن من جامعة أولو بفنلندا إلى أن "هذا الانحناء الثقالي يسمح لنا برؤية الجانب الخلفي للنجم".
قال فالانجا: "كان هذا الجسم أكثر نشاطًا بعشر مرات تقريبًا مما يُلاحظ عادةً لمصادر مماثلة". "هناك نوع من الوحوش ينبعث من هذه الطاقات ، والتي تتوافق مع درجة حرارة تقارب مليار درجة."
من نتيجة متكاملة سابقة ، استنتج العلماء أنه نظرًا لأن النجم النيوتروني له مجال مغناطيسي قوي ، يتم توجيه الجسيمات المشحونة من رفيقه على طول خطوط المجال المغناطيسي حتى تصطدم بسطح النجم النيوتروني في أحد أقطابه المغناطيسية ، وتشكيل "نقاط ساخنة ". تنشأ درجات الحرارة العالية جدًا التي يراها Integral من هذه البلازما الساخنة جدًا فوق بقع التراكم.
تم اكتشاف IGR J00291 + 5934 بواسطة Integral خلال مسح روتيني للسماء في 2 ديسمبر 2004 ، في الروافد الخارجية لمجرة درب التبانة ، عندما اندلعت فجأة. في اليوم التالي ، سجل العلماء بدقة النجم النيوتروني باستخدام مستكشف توقيت روسي بالأشعة السينية.
كشفت ملاحظات روسي أن الرفيق هو بالفعل جزء صغير بحجم شمسنا ، ربما صغير مثل 40 كتلة المشتري. يبلغ طول المدار الثنائي 2.5 ساعة (على عكس مدار الأرض-الشمس الطويل). النظام الكامل ضيق للغاية. كلا النجمين قريبان جدًا بحيث يتناسبان مع نصف قطر الشمس. تدعم هذه التفاصيل النظرية القائلة بأن النجمين قريبان بما يكفي لحدوث التراكم وأن النجم المرافق يتم تفكيكه.
وقال الدكتور دنكان جالواي من معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا في الولايات المتحدة ، المسؤول عن ملاحظات روسي: "من المتوقع أن يتوقف التزايد بعد مليار سنة أو نحو ذلك". "يوفر اكتشاف Integral-Rossi المزيد من الأدلة على كيفية تطور النجوم النابضة من مرحلة إلى أخرى - من نجم نيوتروني ثنائي يدور ببطء في البداية ينبعث من طاقات عالية ، إلى نبض نبضي سريع الدوران ينبعث في الأطوال الموجية الراديوية."
هذا الاكتشاف هو الأول من نوعه للتكامل (تم اكتشاف أربعة من أول خمسة أشعة سينية سريعة الدوران بسرعة بواسطة روسي). هذا يبشر بالخير في البحث المشترك عن هذه الأشياء النادرة. يمكن للكاشفات الحساسة من Integrals تحديد مصادر خافتة وبعيدة نسبيًا ، وبالتالي ، بمعرفة مكان البحث ، يمكن لروسي توفير معلومات التوقيت من خلال ملاحظة مخصصة تمتد طوال فترة الأسبوعين بأكملها من الانفجار النموذجي.
المصدر الأصلي: ESA Portal
