[/ caption] إذن كيف يمكنك قياس درجة حرارة أحد أكثر الأشياء غرابة في الكون؟ النجم النيوتروني (حوالي 1.35 إلى 2.1 كتلة شمسية ، يبلغ قطره 24 كم فقط) هو بقايا مستعر أعظم بعد موت نجم كبير. على الرغم من أنها ليست ضخمة بما يكفي لتتحول إلى ثقب أسود ، إلا أن النجوم النيوترونية لا تزال تتراكم المادة ، وتسحب الغاز من شريك ثنائي ، وغالبًا ما تمر بفترات طويلة من الاشتعال.
لحسن الحظ ، يمكننا ملاحظة مشاعل الأشعة السينية (باستخدام أجهزة مثلشاندرا) ، ولكن ليس التوهج نفسه هو الذي يمكنه الكشف عن درجة حرارة أو بنية النجم النيوتروني.
في مؤتمر AAS الأسبوع الماضي ، كشفت تفاصيل حول نتائج حملة مراقبة الأشعة السينية لـ MXB 1659-29 ، وهو مصدر عابر للأشعة السينية شبه دائم (أي نجم نيوتروني يتوهج لفترات طويلة) ، بعض الأفكار الرائعة حول فيزياء النجوم النيوترونية ، توضح أنه عندما تبرد قشرة نجم نيوتروني ، يتم الكشف عن تركيبة القشرة ويمكن قياس درجة حرارة بقايا المستعر الأعظم الغريبة ...
أثناء اندلاع الانفجار ، تولد النجوم النيوترونية أشعة سينية. يمكن قياس مصادر الأشعة السينية هذه وتتبع تطورها. في حالة MXB 1659-29 ، استخدم Ed Cackett (جامعة ميشيغان) بيانات من Rossi X-ray Timing Explorer (RXTE) لمراقبة تبريد قشرة النجم النيوتروني بعد فترة طويلة من اشتعال الأشعة السينية. اشتعلت MXB 1659-29 لمدة 2.5 سنة حتى 'توقف' في سبتمبر 2001. منذ ذلك الحين ، تمت ملاحظة المصدر بشكل دوري لقياس الانخفاض الأسي في انبعاثات الأشعة السينية.
لذلك لماذا هذا مهم؟ بعد فترة طويلة من اشتعال الأشعة السينية ، ستسخن قشرة النجم النيوتروني. ومع ذلك ، يُعتقد أن قلب النجم النيوتروني سيبقى باردًا نسبيًا. عندما يتوقف النجم النيوتروني عن الاشتعال (مع توقف الغاز ، وتغذية التوهج ، وإيقافه) ، يُفقد مصدر التسخين للقشرة. خلال هذه الفترة من 'السكون' (بدون توهج) ، يكشف تناقص تدفق الأشعة السينية من قشرة النجم النيوتروني البارد عن ثروة هائلة من المعلومات حول خصائص النجم النيوتروني.
المقطع العرضي لنجم نيوتروني
أثناء السكون ، سيرصد علماء الفلك الأشعة السينية المنبعثة من سطح النجم النيوتروني (على عكس التوهجات) ، لذلك يمكن إجراء قياسات مباشرة للنجم النيوتروني. في عرضه التقديمي ، فحص كاكيت كيف انخفض تدفق الأشعة السينية من MXB 1659-29 بشكل كبير ثم استقر عند تدفق ثابت. هذا يعني أن القشرة بردت بسرعة بعد الاشتعال ، لتصل في النهاية إلى التوازن الحراري مع قلب النجم النيوتروني. لذلك ، باستخدام هذه الطريقة ، يمكن استنتاج درجة حرارة قلب النجم النيوتروني.بما في ذلك البيانات من نجم نيوتروني آخر للأشعة السينية عابرة KS 1731-260 ، فإن معدلات التبريد التي لوحظت خلال بداية السكون تشير إلى أن هذه الأجسام لديها شبكات قشرية جيدة الترتيب مع القليل جدًا من الشوائب. استغرق الانخفاض السريع في درجة الحرارة (من التوهج إلى السكون) حوالي 1.5 سنة للوصول إلى التوازن الحراري مع قلب النجم النيوتروني. سيتم الآن تنفيذ المزيد من العمل باستخدام بيانات Chandra بحيث يمكن الكشف عن مزيد من المعلومات حول هذه الكائنات الغريبة سريعة الدوران.
فجأة ، أصبحت النجوم النيوترونية أقل غموضًا بالنسبة لي في حديث مدته 10 دقائق يوم الثلاثاء الماضي ، أحب المؤتمرات...
المنشورات ذات الصلة:
- ملاحظات شاندرا وسويفت للنجم النيوتروني شبه الثابت العابر EXO 0748-676 في حالة هدوء ديجيناروآخرون. ، 2008
- منحنى التبريد القشري لنجم نيوترون في MXB 1659-29 ، رودي ويجاندس ، 2004