الأشعة السينية عرض المجال الكامل لمجموعة النجوم الكروية 47 Tucanae. حقوق الصورة: NASA / CXC / Northwestern U./C.Hinkink et al. اضغط للتكبير
تقدم ملاحظات شاندرا الجديدة أفضل المعلومات حتى الآن عن سبب دوران هذه النجوم النيوترونية ، التي تسمى النجم النابض بالمللي ثانية ، بسرعة كبيرة. المفتاح ، كما هو الحال في العقارات ، هو الموقع والموقع والموقع - في هذه الحالة ، فإن الحجرات المزدحمة من مجموعة النجوم الكروية 47 Tucanae ، حيث تكون النجوم أقل من عُشر السنة الضوئية. ما يقرب من عشرين النابض مللي ثانية تقع هناك. هذه العينة الكبيرة هي منجم للفلكيين الذين يسعون إلى اختبار النظريات حول أصل النجم النابض بالمللي ثانية ، ويزيد من فرص العثور على كائن انتقالي مهم مثل 47 Tuc W.
47 توك W تبرز من بين الحشود لأنها تنتج أشعة سينية عالية الطاقة أكثر من غيرها. يشير هذا الشذوذ إلى أصل مختلف للأشعة السينية ، وهي موجة صدمة بسبب الاصطدام بين المادة المتدفقة من نجم مصاحب والجسيمات التي تتسابق بعيدًا عن النجم النابض بالقرب من سرعة الضوء. الاختلافات المنتظمة في الضوء البصري والأشعة السينية المقابلة للفترة المدارية للنجوم تدعم هذا التفسير.
أشار فريق من علماء الفلك من مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية في كامبريدج ، MA إلى أن توقيع الأشعة السينية وتنوع الضوء من 47 Tuc W متطابقان تقريبًا مع تلك التي لوحظت من مصدر ثنائي للأشعة السينية المعروف باسم J1808. يقترحون أن هذه التشابهات بين النابض المللي ثانية المعروفة وثنائي الأشعة السينية المعروفة توفر الرابط الذي طال البحث عنه بين هذه الأنواع من الأشياء.
من الناحية النظرية ، فإن الخطوة الأولى نحو إنتاج نبض ملي ثانية هي تكوين نجم نيوتروني عندما يتحول نجم ضخم إلى مستعر أعظم. إذا كان النجم النيوتروني في كتلة كروية ، فسيؤدي رقصة غير منتظمة حول مركز الكتلة ، ويلتقط نجمًا مصاحبًا قد يستبدله لاحقًا بآخر.
كما هو الحال في حلبة الرقص المكتظة ، يمكن أن يتسبب الازدحام في كتلة كروية في اقتراب النجم النيوتروني من رفيقه ، أو تبديل الشركاء لتشكيل زوج أكثر إحكامًا. عندما يصبح الاقتران قريبًا بما فيه الكفاية ، يبدأ النجم النيوتروني في سحب المادة بعيدًا عن شريكها. عندما تسقط المادة على النجم النيوتروني ، فإنها تعطي الأشعة السينية. تم تشكيل نظام ثنائي للأشعة السينية ، وقام النجم النيوتروني بالخطوة الثانية الحاسمة نحو أن يصبح نجمًا ملي ثانية.
إن المادة التي تسقط على النجم النيوتروني تدورها ببطء ، بنفس الطريقة التي يمكن بها لف دائري الطفل بدفعه في كل مرة يأتي فيها. بعد 10 إلى 100 مليون سنة من الدفع ، يدور النجم النيوتروني مرة كل بضع ميلي ثانية. أخيرًا ، بسبب الدوران السريع للنجم النيوتروني ، أو تطور الرفيق ، يتوقف توقف المادة ، وينخفض انبعاث الأشعة السينية ، ويظهر النجم النيوتروني كنبض ينبعث من الإشعاع بالمللي ثانية.
من المرجح أن النجم المرافق في 47 Tuc W - نجم عادي بكتلة أكبر من حوالي ثمانية كتلة الشمس - هو شريك جديد ، بدلاً من الرفيق الذي يلف النجم النابض. الشريك الجديد ، الذي تم الحصول عليه مؤخرًا في تبادل أخرج الرفيق السابق ، يحاول التخلص من النجم النابض بالفعل ، مما يخلق موجة صدمة ملحوظة. على النقيض من ذلك ، فإن X-ray binary J1808 ليس في كتلة كروية ، ومن المرجح جدًا أن يتعامل مع رفيقه الأصلي ، الذي تم استنفاده إلى حجم قزم بني مع كتلة أقل من 5 ٪ من كتلة الشمس.
يقبل معظم علماء الفلك سيناريو الغزل الثنائي لإنشاء النجم النابض بالمللي ثانية لأنهم لاحظوا تسارع النجوم النيوترونية في الأنظمة الثنائية للأشعة السينية ، ولوحظ أن جميع النجوم النابضة بالميلي ثانية في الأنظمة الثنائية. حتى الآن ، لا يوجد دليل نهائي ، لأنه لا يُعرف إلا القليل جدًا عن الأشياء الانتقالية بين الخطوتين الثانية والنهائية.
هذا هو السبب في أن 47 Tuc W ساخن. يربط النابض المللي ثانية بالعديد من خصائص ثنائي الأشعة السينية ، إلى J1808 ، ثنائي الأشعة السينية الذي يتصرف بعدة طرق مثل النابض بالمللي ثانية ، وبالتالي يوفر سلسلة قوية من الأدلة لدعم النظرية.
المصدر الأصلي: مرصد شاندرا للأشعة السينية </ a
