نجم نابض في الكسوف: المفتاح لفهم تأثير تأخير شابيرو من النسبية العامة

اكتشف القمر الصناعي RXTE التابع لناسا أول نجم نابض للأشعة السينية يحجبه نجم مصاحب. يساعد هذا النظام النجمي الخاص في فهم حالات المادة ذات الكثافة العالية جدًا، والمواد المضغوطة جدًا في الكون. وبهذه الطريقة، فهو مختبر فيزيائي فلكي مهم لفهم نظرية النسبية العامة لأينشتاين

لفترة طويلة، لم تكن نظرية النسبية العامة لأينشتاين في الأخبار العلمية. وها هي تتصدر عناوين الأخبار مرة أخرى باستخدام جهاز ناسا المسمى Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) أو بالعبرية Rossi X-ray Timing Explorer. تم إطلاق RXTE في نهاية عام 1995 وهو ثاني أكبر تلسكوب بعد تلسكوب هابل. يتم استخدامه في البعثات الفيزيائية الفلكية. اكتشف RXTE النجم النابض الممتص بالميلي ثانية SAX J1808.4-3658 في عام 1998 ويستمر في توفير نافذة فريدة على بيئة النجوم النيوترونية والثقوب السوداء مع التركيز باستمرار على الاكتشافات الجديدة. في عام 2006، اكتشف RXTE مع تلسكوب Swift Burst Alert Telescope (BAT) نظامًا ثنائيًا جديدًا يسمى Swift J1749.4-2807. وقد قدم هذا النظام مؤخرا نتائج جديدة.

النجم النيوتروني - حي متوسط ​​ثقيل
قال مقال نُشر قبل شهر أن RXTE اكتشف أول نجم نابض للأشعة السينية يحجبه نجم مرافق. يساعد هذا النظام النجمي الخاص في فهم حالات المادة ذات الكثافة العالية جدًا، والمواد المضغوطة جدًا في الكون. وبهذه الطريقة، فهو مختبر فيزيائي فلكي مهم لفهم نظرية النسبية العامة لأينشتاين.

النجم النابض هو نجم نيوتروني يدور بمعدل سريع للغاية، وهو قلب نجم ضخم انهار. لقد انفجر النجم نفسه منذ زمن طويل على شكل مستعر أعظم. النجوم النيوترونية ضخمة جدًا، ولكنها على عكس شمسنا عبارة عن نجوم مدمجة، معبأة في كرة أصغر بحوالي 60,000 ألف مرة. وتتراوح مساحتها بين 10 إلى 15 كيلومتراً، حول حي سكني شمال تل أبيب.

على عكس محتويات حي متوسط ​​شمال تل أبيب، من الصعب تحديد كتلة النجوم النابضة أو النجوم النيوترونية، حتى عندما توجد في نظام ثنائي. ومن الصعب أن نعرف بالمستوى المطلوب من الدقة التركيب الداخلي للنجوم النيوترونية وأحجامها.
النجم النابض والنجم - الآكل والمخفي
وهنا ظهر نظام النجم النابض والنجم الذي يغطي النجم النابض ويسبب خسوفه. ويبدو أن هذا النظام كان من الممكن أن يوفر لعلماء الفيزياء الفلكية فرصة عظيمة لقياس كتلة النجم النابض ومنه يمكن أيضًا التعرف على النجم المرافق.
يُطلق على النظام اسم النجم النابض AMPX - وهو نجم نابض للأشعة السينية يعمل بالتراكم بالميلي ثانية. لكن هذا هو أول نظام AMPX يُظهر عيوب الأشعة السينية. أطلق علماء الفيزياء الفلكية على هذا النظام اسم: Swift J1749.4-2807 لأنه تم اكتشافه في يونيو 2006 من قبل شادي وفريقه باستخدام تلسكوب بات على القمر الصناعي سويفت. تم إعطاء النظام اسمًا قصيرًا: J1749. تم اكتشاف النظام عندما لاحظ القمر الصناعي سويفت التابع لناسا ثورانًا صغيرًا. أدت الملاحظات التي أجراها Swift وكذلك RXTE ومصادر أخرى إلى استنتاج مفاده أنه مصدر يمثل جزءًا من نظام ثنائي يقع على بعد 22,000 سنة ضوئية في كوكبة القوس (1).
نظام J1749 هو نظام ثنائي لنجم نابض ونجم، حيث يلتهم النجم النابض المواد من شريكه النجمي وفي نفس الوقت يتسبب النجم في كسوف شريكه النجمي. يتجمع الامتزاز في قرص من المادة حول النجم النيوتروني. بسبب الامتزاز، يتعرض النظام الثنائي للانفجارات بسبب عدم الاستقرار في قرص الامتزاز، عندما يصطدم جزء من الغاز بالنجم النيوتروني. يقوم المجال المغناطيسي للنجم النابض بتوجيه الغاز الساقط نحوه باتجاه القطبين المغناطيسيين. ويعني ذلك أن الطاقة المنطلقة تظهر في نقاط ساخنة وتدور مع النجم النيوتروني وتنتج نبضات أشعة سينية سريعة.

يدور النظام 518 مرة في الثانية (أي أنه تم اكتشاف إشارة النبض بتردد 518 هرتز وتأتي وتذهب وتأتي وتذهب...). ويمكن تصور النظام كمدينة بأكملها تدور كما لو كانت خلاطًا أو خلاطًا على طاولة المطبخ. وبالإضافة إلى ذلك، فإن هذه الحركة الدورانية تضفي تغييرات منتظمة في تردد نبضات الأشعة السينية. تشير هذه التغييرات إلى أن النجمين الموجودين في النظام الثنائي يدوران حول بعضهما البعض كل 8.8 ساعة.
أينشتاين كالعادة يدخل في كل نظام
لماذا تعتبر النجوم النيوترونية مختبرات فيزيائية فلكية مثيرة للاهتمام للفيزياء؟ فهي تتمتع بكتلة هائلة مضغوطة إلى نصف قطر يبلغ حوالي 10 كيلومترات، وكثافتها هائلة وتمثل ظروفًا قاسية تتطلب فيزياء لا يمكن اختبارها في المختبرات الوطنية. ويتوقع علماء الفيزياء الفلكية أن يتم اكتشاف "علم فلك موجات الجاذبية" أخيرًا. ملاحظات موجات الجاذبية لها آثار على فيزياء النجوم النيوترونية. في حين أن المعلومات التي تم جمعها سوف تساعد في فهم حالة المادة في الكثافات القصوى. صممت وكالة ناسا كاشف LIGO وكاشف GEO600 للبحث والتفتيش - جميعها مصممة للبحث عن تنبؤ واحد فقط لأينشتاين، وهو موجات الجاذبية. وفي الوقت نفسه، لم يتم اكتشاف موجات جاذبية واضحة.

لكن النجوم النيوترونية مهمة لأسباب أخرى، والتي بالطبع تتعلق أيضًا بأينشتاين. أفاد كريج ماركوارت وتود سترومير من مركز جودارد للفضاء والملاحة الجوية التابع لناسا في يونيو الماضي عن اكتشاف عيوب في نطاق الأشعة السينية في نظام J1749. وهذا هو أول اكتشاف لعيوب الأشعة السينية في نظام من هذا النوع. ولخص الفريق النتائج التي توصل إليها في عدد 10 يوليو من مجلة The Astrophysical Journal Letters.

رصدت أداة RXTE J1749 في فورة حدثت بين 14 أبريل 2010 و20 أبريل 2010. ولاحظت الأداة ثلاثة خسوفات (مدة كل منها 36 دقيقة) حدثت عندما مر النجم النيوتروني خلف النجم العادي في النظام. واكتشف الجهاز أيضًا ثلاث دفقات أو نبضات في نطاق الأشعة السينية هذا الأسبوع، وقد حددت النجم النيوتروني باعتباره نجمًا نابضًا. حتى أنه سجل التغيرات في النبضات وبالتالي يمكن ملاحظة الحركة الدورانية للنجم النيوتروني.

ومن المفترض أن يسمح اكتشاف العيوب بقياس كتلة النجم النيوتروني بدقة عند دراسة النجم المرافق له في النظام الثنائي. قدرت كتلة النجم النيوتروني بما بين 1.4 و 2.2 كتلة شمسية. تعد كتلة (نصف قطر) النجم النيوتروني أمرًا مهمًا لفهم معادلة حالة المادة شديدة الضغط. وبمساعدة المعلومات حول العيوب، تمكن الفريق من الحصول على معلومات حول حجم وكتلة النجم المرافق للنجم النيوتروني بمستوى عالٍ جدًا من الدقة. قارن الفريق الملاحظات التي تم إجراؤها باستخدام أداة RXTE مع نطاق الكتلة النظري للنجوم النيوترونية. ومن هذه المقارنة حددوا كتلة النجم العادي في النظام الثنائي J1749: وجد أن النجم يساوي 70 بالمائة من كتلة الشمس. أو كانت النتيجة حوالي 0.7 كتلة شمسية (بين 0.6 و 0.8 كتلة شمسية).

أشارت الخسوفات إلى أن النجم العادي يجب أن يكون أكبر بنسبة 20 بالمائة من كتلته الظاهرية وحجمه الظاهري. يفسر الفريق ذلك على أنه يتم تضخم سطح النجم بواسطة الأشعة السينية القادمة من النجم النابض، الذي يقع على بعد بضعة ملايين من الكيلومترات فقط من النجم. من المحتمل أن هذا التسخين الإضافي يتداخل مع سطح النجم. هناك بيانات واحدة مفقودة على أية حال لتحديد كتلة النجم النابض بدقة: من الضروري مراقبة النجم العادي بواسطة التلسكوبات في النطاق البصري أو الأشعة تحت الحمراء لقياس حركته والحصول على المعلومات حول النجم النابض من بيانات النجم العادي. بنفس القدر الذي تم فيه الحصول على بيانات النجم العادي من بيانات النجم النابض.
تأخير شابيرو والنسبية العامة
إحدى نتائج النسبية العامة هي أن الإشارة - مثل موجة الراديو أو نبضة الأشعة السينية - تتأخر قليلاً في الوقت المناسب عند مرورها بجسم ضخم. اقترح إيروين شابيرو من معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا (MIT) أن هذه النتيجة من النسبية العامة لأينشتاين ستكون بمثابة اختبار جديد لنظرية أينشتاين. التأخير المعني المسمى "تأخير شابيرو" (التأخير الزمني الجاذبية) تم إثباته مرارًا وتكرارًا بمساعدة إشارات الراديو العائدة من عطارد ومونوس وفي التجارب المتعلقة بالاتصال بين المركبات الفضائية (2).

في الحسابات، قدم ماركوارت وسترومير تأثير تأخير شابيرو لنظام J1749: الفوتونات القادمة من النجم النابض ستخضع لتأخير بسبب إمكانات الجاذبية من النجم المرافق التي تساوي 21 ميكروثانية (أو تساوي 10,000 مرة وميض النجم). عين الإنسان). يقع مثل هذا التأخير ضمن نطاق عدم اليقين لجهاز RXTE ويمكن ملاحظته.
ماذا تفعلون؟ حاول المؤلفون إبعاد الضوضاء المزعجة عن طريق إجراء تعديلات في أيام 15 و16 و17 و18 و20 أبريل. قام الباحثون بتعديل المعلمات بحيث يكون تأثير شابيرو المتوقع في حده الأدنى. ثم أضاف الباحثون عنصر شابيرو ورأوا أنه ليس مهمًا ولم يغير حساباتهم كثيرًا. ولكن عندما افترضوا وجود تأثير شابيرو، وضعوا حدًا أعلى لكتلة النجم النيوتروني ووجدوه: 2.2 كتلة شمسية.
يعتقد الفريق أن هذه هي المرة الأولى التي يتم فيها وضع حد واقعي لتأثير إعاقة شابيرو عند أطوال موجات الأشعة السينية لنظام خارج نظامنا الشمسي. لقد قدموا تقنية لقياس التأثيرات النسبية في مهمة مثل RXTE التابعة لناسا. إذا اندلع النظام الثنائي J1749 مرة أخرى - وإذا اندلع لفترة أطول، فإن ذلك سيسمح بدراسة أفضل للعيوب وتأخير شابيرو. وخلص المؤلفان إلى أن هذا سيجعل من الممكن قياس كتلة النجم النيوتروني بشكل أفضل.

للحصول على معلومات على موقع ناسا
للبحث في ARCIVX

تفسير آخر لهذه الظاهرة
إلى موقع سويفت الفضائية

شادي ب.، بيردمور أب، وآخرون، 2006، شبكة إحداثيات GRB، 5200، 1.

(2)

شابيرو، II، آش، مي، إينغلس، آر بي، سميث، دبليو بي، كامبل، دي بي، دايس، آر بي، يورجنز، آر إف، وبيتنجيل، جي إتش 1971، استعراض للحروف البدنية، 26، 1132.