النابض الراديوي PSR B1259-63. حقوق الصورة: ESA اضغط للتكبير
شهد علماء الفلك في وكالة الفضاء الأوروبية شيئًا غير معتاد ؛ ينبض يتصادم عبر حلقة من الغاز حول نجم مصاحب. هذا النجم المصاحب أكبر عدة مرات من شمسنا ، ويدور بسرعة كبيرة لدرجة أنه ينفث المواد باستمرار إلى حلقة من الغاز. يمر النجم النابض خلال هذه الحلقة مرتين خلال مداره الإهليلجي لمدة 3.4 عام
شهد علماء الفلك حدثًا لم يسبق له مثيل في ملاحظات من قبل مركبة الفضاء XMM-Newton التابعة لوكالة الفضاء الأوروبية - اصطدام بين النجم النابض وحلقة من الغاز حول نجم مجاور.
الممر النادر ، الذي أخذ النجم النابض يغرق في ومن خلال هذه الحلقة ، يضيء السماء في أشعة غاما والأشعة السينية.
لقد كشفت عن رؤية جديدة ملحوظة لأصل ومحتوى "الرياح النابضة" ، التي كانت لغزا طويل الأمد. ووصف العلماء الحدث بأنه نسخة طبيعية ولكنها "موسعة" من اصطدام الأقمار الصناعية المعروف ديب إمباكت مع المذنب تيمبل 1.
يعتمد تحليلهم النهائي على ملاحظة جديدة من XMM-Newton والعديد من البيانات المؤرشفة التي ستؤدي إلى فهم أفضل لما يدفع "السدم النابض" المعروفة ، مثل النابضات الملونة Crab و Vela.
قالت الكاتبة الرئيسية ماشا تشيرنياكوفا ، من مركز بيانات العلوم المتكاملة ، فيرسوا ، سويسرا: "على الرغم من عدد لا يحصى من الملاحظات ، ظلت فيزياء الرياح النابضة لغزًا".
"أتيحت لنا هنا فرصة نادرة لرؤية الرياح النابضة تصطدم بالرياح النجمية. إنه مماثل لتحطيم شيء مفتوح لمعرفة ما بداخله ".
النجم النابض هو قلب سريع الدوران لنجم منهار كان حجمه أكبر بحوالي 10 إلى 25 مرة من شمسنا. يحتوي النواة الكثيفة على كتلة شمسية مضغوطة في كرة يبلغ عرضها حوالي 20 كيلومترًا.
النجم النابض في هذه الملاحظة ، المسمى PSR B1259-63 ، هو النجم النابض الراديوي ، وهو ما يعني في معظم الأحيان أنه يصدر موجات راديوية فقط. يقع النظام الثنائي في الاتجاه العام للصليب الجنوبي على بعد حوالي 5000 سنة ضوئية.
تشتمل رياح النجم النابض على مادة معلقة بعيدًا عن النجم النابض. هناك جدل مستمر حول مدى نشاط الرياح وما إذا كانت هذه الرياح تتكون من بروتونات أو إلكترونات. ما وجده فريق Chernyakova ، على الرغم من المفاجأة ، يرتبط بدقة مع الملاحظات الأخيرة الأخرى.
لاحظ الفريق PSR B1259-63 يدور حول نجم "Be" المسمى SS 2883 ، وهو ساطع ومرئي لعلماء الفلك الهواة. تميل نجوم "Be" ، التي سميت بهذا الاسم بسبب خصائص طيفية معينة ، إلى أن تكون أكبر بضع مرات من شمسنا وتدور بسرعة مذهلة.
إنها تدور بسرعة كبيرة بحيث تنتفخ منطقتها الاستوائية وتصبح مجالات مسطحة. يتم فصل الغاز باستمرار عن مثل هذا النجم ويستقر في حلقة استوائية حول النجم ، بمظهر مشابه إلى حد ما لكوكب زحل وحلقاته.
ينغمس النجم النابض في حلقة Be star مرتين خلال مداره الإهليلجي لمدة 3.4 عامًا. لكن الغطسات متباعدة بضعة أشهر فقط ، قبل وبعد "periastron" ، النقطة التي يكون فيها الجسمان في المدار أقرب إلى بعضهما البعض. خلال الغطس تنبعث الأشعة السينية وأشعة غاما ، ويكتشف XMM-Newton الأشعة السينية.
قال المؤلف المشارك أندري نيرونوف: "بالنسبة لمعظم المدار الذي يبلغ 3.4 عامًا ، يكون كلا المصدرين خافتين نسبيًا في الأشعة السينية ولا يمكن تحديد الخصائص في الرياح النابضة". "عندما يقترب الجسمان من بعضهما البعض ، تبدأ الشرارات بالتحليق."
تم جمع بيانات XMM-Newton الجديدة بشكل متزامن تقريبًا مع ملاحظة HESS. HESS ، النظام المجسم عالي الطاقة ، هو تلسكوب جديد لأشعة جاما الأرضية في ناميبيا.
تم الإعلان عنها العام الماضي ، كانت ملاحظة HESS محيرة من حيث أن انبعاث أشعة غاما انخفض إلى الحد الأدنى عند periastron وكان له حدان أقصى ، قبل وبعد periastron مباشرة ، وهو عكس ما كان يتوقعه العلماء.
تدعم ملاحظة XMM-Newton مراقبة HESS من خلال إظهار كيف تم إنشاء الحد الأقصى من الغمر المزدوج في حلقة Be star. من خلال الجمع بين هاتين الملاحظتين والملاحظات الراديوية من حدث periastron الأخير ، أصبح لدى العلماء الآن صورة كاملة لهذا النظام.
وتتبعًا لارتفاع وهبوط الأشعة السينية وأشعة غاما يومًا بعد يوم أثناء حفر النجم النابض عبر قرص Be star ، يمكن للعلماء أن يستنتجوا أن رياح الإلكترونات عند مستوى طاقة 10-100 MeV هي المسؤولة عن X- المرصود ضوء الشعاع. (1 MeV يمثل مليون إلكترون.)
على الرغم من أن 10-100 MeV نشيط ، فإن هذا أقل بحوالي 1000 مرة من مستوى الطاقة المتوقع البالغ 100 TeV. والأكثر إثارة للحيرة هو انبعاث أشعة غاما متعدد TeV ، والذي ، على الرغم من أنه ينبع بالتأكيد من إلكترونات الرياح 10-100 TeV ، يبدو أنه تم إنتاجه بشكل مختلف عن الطريقة التي كان يعتقد بها من قبل.
قالت Chernyakova "الحقيقة الوحيدة الواضحة في الوقت الحالي هي أن هذا هو النظام النابض الذي يجب مراقبته إذا أردنا فهم رياح النجم النابض."
"لم نر أبداً رياحاً نابضة بمثل هذه التفاصيل. نحن مستمرون في النماذج النظرية الآن. لدينا بعض التفسير الجيد لسلوك أشعة الراديو إلى TeV-gma لهذا النظام المضحك ، لكنه لا يزال "قيد الإنشاء".
المصدر الأصلي: ESA Portal
