النجم النيوتروني... أهم المعلومات وسبب تسميته بهذا الاسم

تعد النجوم النيوترونية من أكثر الأشياء غرابة ونشاطًا في الكون، حتى لو كانت ميتة تقنياً. عندما يموت نجم، هناك عدد قليل من الأجسام النجمية التي يمكن تركها خلفه، من القزم الأبيض العادي نسبيًا إلى الثقب الأسود الغامض. ولكن بين هذين الطرفين يكمن النجم النيوتروني وهو جسم بهذه الكثافة الهائلة لدرجة أن القليل من الأجسام الأخرى في الكون تقترب منه.

على عكس ابن عمه الأكثر كثافة، الثقب الأسود، فإن النجوم النيوترونية مرئية ونشطة للغاية بطرق لا توجد بها سوى القليل من الأجسام الأخرى في الكون، مما يجعلها أجساماً رائعة للدراسة لعلماء الفلك. للمزيد من المعلومات الشيقة، تابع القراءة.

ما هو النجم النيوتروني

عندما يستنفد النجم وقوده، يمكن أن يحدث أحد الأشياء نتيجة لكتلته. إذا كان النجم صغيرًا بدرجة كافية، فمن المحتمل أن يشكل قزمًا أبيض. إذا كان ضخماً بما يكفي، فسوف يُنهي حياته كثقب أسود. تحتل النجوم النيوترونية الفراغ بين هاتين النتيجتين، على الرغم من أنها ليست بأي حال من الأحوال المصير النموذجي لنجم التسلسل الرئيسي.

النجم النيوتروني هو فعلياً جثة نجمية. بقايا نجم استنفد وقوده وانهار على نفسه بطريقة مذهلة. لم يعد يحرق الهيدروجين أو الهليوم أو أي عنصر آخر كوقود وكذلك الأمر بالنسبة لجميع الأجسام الميتة. هذا لا يعني أنه بارد وغير نشط. غالبًا ما يكون النجم النيوتروني بقايا لب نجم كبير بدرجة كافية بحيث أنه عندما تنهار كتلته بعد انتهاء الاندماج النووي، يكون كثيفًا لدرجة أن الغالبية العظمى من الإلكترونات والبروتونات في نواة الذرة تندمج معًا لتشكيل النيوترونات. ^[1]  

لماذا سمي النجم النيوتروني بهذا الاسم

تمت تسمية النجوم النيوترونية على اسم تكوينها: النيوترونات. في النجم الذي تبلغ كتلته 1.4 إلى 3 أضعاف كتلة الشمس، ينهار اللب تمامًا بحيث تتحد الإلكترونات والبروتونات لتشكل نيوترونات. يبلغ قطر النجم النيوتروني حوالي 10-15 ميلاً (16-24 كم) وله قلب نيوتروني سائل وقشرة من الحديد الصلب. بعض النجوم النيوترونية، تسمى النجوم النابضة، تدور بسرعة (من مرة في الثانية إلى عدة مئات من المرات في الثانية) وتولد مجالات مغناطيسية قوية.

كيف يتشكل النجم النيوتروني

تتكون النجوم النيوترونية من انهيار الجاذبية لنجم كبير بشكل خاص، بين ثمانية إلى 30 كتلة شمسية. كلما زاد حجم النجم، زادت سرعته في احتراق وقوده، حيث كلما زاد حجم النجم، زادت مساحة السطح التي يمكن أن تشع منها الطاقة بعيدًا. لذا، فإن النجم الذي تبلغ كتلته 30 مرة كتلة شمسنا سوف يحترق من خلال وقود الهيدروجين الخاص به في جزء صغير من الوقت الذي تستغرقه الشمس لفعل الشيء نفسه.

المرحلة العملاقة الحمراء للنجم الأكبر والتي تدمج خلالها الهيليوم بشكل أساسي، ستنتهي أسرع من مليارات السنين التي ستستغرقها شمسنا لاستنفاد احتياطياتها من الهيليوم. سيحدث الاندماج اللاحق للأكسجين والكربون والسيليكون في الحديد بشكل أسرع وهذا هو الحد الأعلى للعناصر التي يمكن لأي نجم أن يندمج معًا للحصول على الطاقة.

في الوقت الحالي، لم تعد القوة الخارجية لأي اندماج يحدث قادرة على موازنة جاذبية الكثير من الكتلة، لذلك في هذه المرحلة، ينهار النجم بسرعة في قلبه. إنها تفعل ذلك بمثل هذا العنف لدرجة أنها تضغط على اللب في مادة غير منفذة لها كثافة مماثلة لسبيكة بحجم مكعب السكر مع كتلة جبل إيفرست. من المفهوم أن المادة الخارجية للنجم ترتد ببساطة عن القلب مثل كرة المضرب تضرب جدارًا خرسانيًا من الإرسال الافتتاحي. ينتج عن هذا انفجار مفاجئ ومذهل، حيث يتم توجيه كل هذه الطاقة إلى الخارج بدلاً من ذلك في الفضاء ونتيجة لذلك نسمي المستعر الأعظم. يمكن أن تكون هذه نشطة للغاية ومضيئة بحيث يمكننا رؤيتها حتى في المجرات البعيدة.

في غضون ذلك، تبقى الكتلة المتبقية من قلب النجم محطمة معًا في كرة فائقة الكثافة من القوى العنيفة لانهيار جاذبية النجم وهي الآن ما نسميه نجم نيوتروني. ^[1]

أبرز المعلومات عن النجوم النيوترونية

معظم النجوم النيوترونية تدور بشكل سريع جداً

نظرًا لأن الحفاظ على الزخم الزاوي بعد انفجار المستعر الأعظم ينقل معدل دوران النجم السلف إلى البقايا التي يبلغ قطرها حوالي 20 كيلومتراً فقط، فإن النتيجة هي أن النجم النيوتروني يدور بسرعة كبيرة عند تكوينه. تدور معظم النجوم النيوترونية المعروفة عدة مئات من المرات في الثانية ولكن أسرع دوار تم اكتشافه حتى الآن، النجم النيوتروني المعين PSR J1748-2446ad، من المعروف أنه يدور 716 مرة في الثانية، مما يترجم إلى 43000 دورة في الدقيقة أو 24٪ من السرعة من الضوء على السطح الاستوائي للنجم.

النجوم النيوترونية حارة جدًا وكثيفة جدًا

عادة ما تكون النجوم النيوترونية التي يمكن ملاحظتها شديدة الحرارة، حيث يمكن أن تصل درجات حرارة سطحها إلى 60 ألف كلفن، مقارنة بحوالي 6000 كلفن للشمس. كما أنها كثيفة للغاية، مع قطعة من نجم نيوتروني نموذجي يبلغ قطرها 10 كيلومترات وتزن حوالي 3 مليارات طن أو بقدر مكعب من الأرض يبلغ طول ضلعه 800 متر. لاحظ، مع ذلك، أن كثافة النجوم النيوترونية تتناقص مع زيادة أقطارها.

النجوم النيوترونية ليست ضخمة جدًا

على الرغم من كثافتها العالية جدًا، فإن النجوم النيوترونية محدودة بما يتراوح بين 1.1 و3 كتل شمسية، حيث تزن أضخم كتلة مرصودة 2.1 ضعف كتلة الشمس فقط. تمتلك النجوم النيوترونية جاذبية قوية بحيث يتم سحق البروتونات والإلكترونات معًا لتكوين نيوترونات وقد تم اقتراح أن نجمًا نيوترونيًا زائد الكثافة بكتلة أكبر يمكن أن يتطور إلى نجم كواركي وهو ما يمثل مرحلة وسيطة افتراضية بين النجوم النيوترونية والثقوب السوداء.

تحتوي مجرة ​​درب التبانة على حوالي 100 مليون نجم نيوتروني

يعتمد الرقم 100 مليون على النماذج القياسية لتطور المجرات وهو مشتق أيضًا من العدد التقديري لحدث المستعر الأعظم الذي حدث في تاريخ مجرة ​​درب التبانة. من السهل اكتشاف النجوم النيوترونية الشابة نسبيًا فقط، على الرغم من أن معظمها عبارة عن دوارات باردة أو بطيئة أو لا تتراكم مواد من النجوم المصاحبة، مما يجعلها غير قابلة للاكتشاف تقريبًا. ومع ذلك، تمكن تلسكوب هابل الفضائي من اكتشاف عدد قليل من النجوم النيوترونية التي تصدر إشعاعًا حراريًا فقط.

غالبًا ما تكون النجوم النيوترونية والنجوم النابضة هي نفس الشيء

تتمتع جميع النجوم النيوترونية بمجالات مغناطيسية قوية للغاية تتراوح عادةً من 104 إلى 1011 تسلا وهي أقوى بمليارات المرات من المجال المغناطيسي للأرض الذي يتراوح من 25 إلى 65 ميكروتسلا فقط. يُعتقد أن النبضات المغناطيسية المنبعثة من بعض النجوم النيوترونية ناتجة عن تراكم كبير للحقول الكهروستاتيكية بالقرب من الأقطاب المغناطيسية للنجوم. يتم بعد ذلك تسريع الإلكترونات على طول الخطوط المغناطيسية وإذا لم يتم محاذاة المجال المغناطيسي للنجوم مع محور دوران النجوم، يصبح إشعاع الغلاف المغناطيسي هذا قابلاً للاكتشاف بواسطة مراقب إذا كان المحور المغناطيسي للنجوم يتجه نحو الراصد. في جميع الحالات المعروفة، تتزامن نبضات الغلاف المغناطيسي الدورية مع فترة دوران النجوم وبالتالي يصبح النجم النيوتروني نجمًا نابضًا وهو إشعاع نابض يمكن اكتشافه على أنه ناشئ عن النجم.

النجوم النيوترونية هي عدسات جاذبية قوية

بينما من المعروف أن جميع الأجسام الضخمة قادرة على ثني أشعة الضوء، فإن النجوم النيوترونية تأخذ هذا إلى مستوى جديد تمامًا. في المتوسط ​، يكون مجال جاذبية نجم نيوتروني أقوى بحوالي 200 مليار مرة من مجال الأرض.

يمكن للنجوم النيوترونية استضافة الكواكب

من المعروف أن نجمين نيوترونيين على الأقل لهما كواكب، على الرغم من أن أصل هذه الكواكب غير مؤكد. يُعتقد أنه في بعض الحالات، قد تكون الكواكب أصلية، بمعنى أنها نجت من تشكيل النجم النيوتروني أو ربما تم التقاطها. وفقًا لبعض النماذج، فإن النجم النيوتروني قادر تمامًا على تجريد الطبقات الخارجية تمامًا من نجم مصاحب في التسلسل الرئيسي، مما قد يترك جسمًا ذا كتلة كوكبية. أحد الكواكب، المسمى Draugr والذي يدور حول النجم النيوتروني PSR B1257 + 12 جنبًا إلى جنب مع الكواكب Poltergeist وPhobetor، هو أصغر كوكب خارج المجموعة الشمسية تم اكتشافه حتى الآن، حيث تبلغ كتلته ضعف كتلة القمر.

يمكن قياس التمدد الزمني بين الأرض والنجم النيوتروني

بسبب الجاذبية العالية للغاية على نجم نيوتروني، سيكون الفرق في الوقت المعروض بين الساعات الذرية المتطابقة الموضوعة على النجم والأرض مهمًا. على سبيل المثال، ستمر فترة ثماني سنوات (وفقًا للساعة على النجم) بينما ستمر عشر سنوات على الأرض، مع الاختلاف الناجم عن تأثير الجاذبية على ذرة السيزيوم المهتزة في الساعة. لوضع قوة مجال الجاذبية لنجم نيوتروني في المنظور الصحيح، ضع في اعتبارك هذا، إذا تم إسقاط جسم من ارتفاع متر واحد فقط فوق سطح نجم نيوتروني نصف قطره 12 كم، فإن الجسم سيضرب سطح النجم بسرعة 1.4 مليون متر / ثانية.

النجوم النيوترونية الجديدة تبرد بسرعة كبيرة

بينما تقدر درجة الحرارة داخل نجم نيوتروني حديث التكوين بحوالي 10 مليارات كلفن، فإن النجم النيوتروني المتشكل حديثًا يبعث الكثير من النيوترينوات التي تحمل الكثير من هذه الحرارة عن طريق النيوترينوات الهاربة. في الواقع، يُصدر نجم نيوتروني شاب منعزل كميات كبيرة من النيوترينوات بحيث تنخفض درجة حرارته بما يصل إلى 100 إلى حوالي 10 ملايين كلفن فقط في غضون سنوات قليلة. عند درجة الحرارة المنخفضة هذه، يصدر النجم النيوتروني كل إشعاعاته تقريبًا في ترددات الأشعة السينية. ^[2]