حل متناقضة النجم النيوتريني
I- التعريف بمراحل التطور النجمي
يتم تحديد دورة حياة النجم حسب كتلته. كلما كبرت كتلته، قصرت دورة حياته.
يتم تحديد كتلة النجم من كمية المواد التي تتوفر في السديم الذي هو عبارة عن سحابة عملاقة من الغاز والغبار تتكون منها النجوم و الكواكب فيما بعد.
مع مرور الوقت، يتم سحب غاز الهيدروجين من السحابة السديمية بفعل الجاذبية.
تتكتل سحب الهيدروجين السديمية في شكل قرص وتبدأ في الدوران بسرعة, مما يولد الحرارة و يتكون عندها ما يسمى بالنجم الأولي أو البروتوستار.
عندما تصل درجة الحرارة الى 15,000,000 درجة يبدا الاندماج النووي في السحابة الأساسية (او البروتوستار).
تبدأ السحابة بالتوهج والإنقباض على نقسها قليلا، و تصبح بعد ذلك مستقرة و بذلك يولد ما يسمى بنجم التسلسل الرئيسي و شمسنا في هذه المرحلة الآن.
يضيء نجم تسلسل رئيسي، بسبب تحويل الهيدروجين في نواته إلى الهليوم من الاندماج النووي و ينتج عن ذلك ضوء و حرارة.
عندما يبدأ مخزون الهيدروجين في نواة النجم في النفاد، يصبح النجم غير قادر على توليد الحرارة عن طريق الاندماج النووي.
النواة تصبح غير مستقرة وتبدأ بالانقباض, بينما القشرة الخارجية للنجم التي لا يزال معظمها هيدروجين، تبدأ بالتوسع و التضخم بفعل الحرارة التي كانت مكثفة في النواة و المتسربة لجسم النجم, و بسبب عدم توليد الفوتونات الناتجة عن الاندماج النووي يخفت ضباء النجم و يشغ باللون الأحمر, و يسمى النحم عندها بالعملاق الأحمر.
للايضاح: يقدر العلماء ان نصف قطر الشمس سوف يتسع 200 مرة عن ما هو عليه الآن والشمس عندما تبلغ هذه المرحلة قد تبتلع الارض ان لم يطرا اي تفير على مدارها من زيادة في عرض المدار.
في نواة العملاق الأحمر يبدأ دمج الهيلوم إلى كربون بعد ذلك كتلة النجم تحدد مستقبلة و لدينا احتمالان:
1- كتله العملاق الأحمر صغيرة (كما سيكون الحال بالنسبة لشمسنا):
بعد ان يتم دمج كل الهيليوم الى كربون, تنكمش النواة على نفسها و تقذف بالطبقات الاخرى مشكلة سديم تتكون منه كواكب.
تصبح النواة المنكمشة قزما ابيضا, الذي بدوره يبرد مع الوقت و يصبح قزما اسودا.
2- كتلة العملاق الاحمر كبيرة ( 10 مرات كتله الشمس او اكثر):
يتعرض النجم لانفجار سوبر نوفا (سيتم شرحه في الفقرة القادمة)، و ان كانت مخلفات الانفجار تركت نواة النجم بكتله تتراوح ما بين 1.4 و 3 مرات من كتلته الشمس تتطور تلك النواة المتخلفة الى نجم نيوتروني.
إذا كانت مخلفات الانفجار تركت نواة اكبر او تساوي 3 مرات كتلة الشمس يكون مستقبل النجم مختلفا تماما, اذ تتغلب قوى الجاذبية على القوة النووية التي تحول دون اندماج البروتونات بالنيوترينوات و تسحق النواة بفعل جاذبيتها و يتكون الوحش الاعنف بين الأجرام السماوية: الثقب الأسود.
II- من العملاق الأحمر الى السوبرنوفا
كنا قد تكلمنا سابقا عن مراحل تطور النجوم و قلنا انه بالنسبة للنجوم كبيرة الكتله (10 مرات كتلتة الشمس او اكثر ) عندما تصل لمرحلة العملاق الاحمر فهي تخضع لانفجار يدعى بالسوبر نوفا و ها نحن نشرح ما هو السوبر نوفا و نتقدم خظوة اخرى في حل المتناقضة و اليكم ما يحدث:
يتعرض النجم لقوتين متضادتين تماما, القوة الاولى هي قوة جاذبية كتلته و هي قوة ضامّة تسحب الذرات نحو نواة النجم, و قوة الدمج النووي التي تعتبر قوة دفع للخارج تدفع بالذرات للانفجار بكل الاتجاهات, و تكون الاولى سبب الثانية حيث تضم الجاذبية الذرات لدرجة كبيرة كافية لشطر الذرتين و انتاج ذرة جديدة بكتلة اقل من مجموع كتلتيهما مع اطلاق حرارة و ضوء بما يعادل الفرق بالكتل، و معظم الوقت تكون تلك القوى في حالة توازن حيث يحدث ما يلي:
تبدا نواه هذا النجم بدمج الهيدروجين الى هيليوم كما ذكر, و ثم الهيليوم الى كربون, و مع ازدياد درجة الحرارة يتم دمج الكربون الى اوكسجين, ثم النيتروجين, هكذا الى ان نصل الى الحديد.
مع الحديد يتوقف الدمج النووي الذي يعد قوة ضاغطة للخارج لإنتاج اي عنصر اخر, لان نواة الحديد هى الاصعب و الاكثر مقاومة للانشطار، اي أن الطاقة المطلوبة لشطر ذرات الحديد اكبر من التي تطبقها عليها الجاذبية بفعل الكتله فتتوقف الطاقة الدافعة للخارج و تبدأ مرحلة انكماش النجم تحت وطأة قوة الجاذبية, تصبح درجة حرارة النواة الجديدة 100 بليون درجة حرارية, لكن تبقى هنالك قوة تنافر بين الذرات, و يستمر الانكماش و تقارب الذرات الى ان تتغلب قوى التنافر بين الذرات على قوة الجاذبية و تنتفض النواة بانفجار عنيف على شكل موجة مدوية تسمى السوبرنوفا.
تصادف موجة الانفجار، التي تنشر حرارة عالية، مواد في الفضاء و تدمجها بفعل حرارتها (كما حدث في نواة النجم) لتكوين عناصر مختلفة, و نظائر مشعة.
الكثير من العناصر يكونها النجم و هو في سبيله للانفجار على شكل سوبرنوفا, و معظمها قد تتكون في امكنة مختلفة من الكون و لكن العناصر الثقيلة كالحديد و النيكل, تتطلب ظروفا عنيفة و درجات حرارة عالية كما في السوبرنوفا حصرا.
III- حل متناقضة النجوم النيوترونية في الأنظمة الثنائية.
كنا قد تكلمنا عن مراحل تطور النجوم و عن الظروف التي تؤدي إلى نشوء نجم نيوتروني، الآن نستعرض المشكلة التي كانت موجودة فيما يتعلق بتقدير عمر هذه النجوم التي تم حلها في بحث نشر بتاريخ 3 فبراير/شباط 2012.
النجوم النيوترونية هي نجوم ذات كتل كبيرة جدا (من 1.4 الى 3 اضعاف كتلة شمسنا) مضغوطة في كرة نصف قطرها قد لا يتجاوز 12 كم فقط. هنالك نوع فرعي من النجوم النيوترونية معروف باسم Millisecond pulsars، وهو على شكل نجمين مقترنين يدوران حول محورهما وحول نفسيهما بضعة مئات من المرات في الثانية، و قد قدرت دراسات أن هذه النجوم أقدم من الكون نفسه.
استطاع بروفيسورالفيزياء الفضائية توماس توريس من معهد ماكس بلانك حل هذه المشكلة بمحاكاة حياة النجم على الحاسوب.
من خلال حسابات رقمية المبنية على مراحل التطور النجمي التي ناقشناها، وعزم الدوران المتراكم في هذا النوع من النجوم، يتبين أن نجوم ال Millisecond تفقد ما يقرب من نصف طاقتها خلال المراحل النهائية من عملية نقل المادة مصدرة ترددات الأشعة السينية قبل أن تبدأ في إصدار ترددات موجات الراديو. هذه النتيجة متناسقة مع الملاحظات الحالية, مما يفسر لماذا نجوم ال Millisecond التي تشع موجات راديو تبدو أكثر قدما بكثير من أقرانها من الأقزام البيضاء وربما كان هذا السبب لعدم وجود نوع فرعي لها.
نجوم ال Millisecond ممغنطة بشكل قوي جدا, والنجوم النيوترونية في النظم الثنائية تدور حول نفسها بترددات عالية، عن طريق زيادة التسارع الزاوي المصحوب بزيادة في الكتلة يستجرها من النجم الثاني في الثنائية, و تصل سرعة دوران النجم حول نفسه 1.4 ميلي ثانية، الى 10 ميلي ثانية.
منذ اكتشاف أول نجم Millisecond في عام 1982 فقد ظل تحديا للعلماء في تفسير ترددات دورانها حول نفسها، حقولها المغناطيسية، عمرها، ومشاكل مثل ماذا يحدث للنجم النيوتروني حينما تنتهي عملية امتصاص الكتلة من النجم المضيف؟
يقول توريس “لدينا الآن ولأول مرة, نماذج تجمع ما بين خطوات التطور النجمي بالتفصيل, مع حسابات لعزم دوران النجم حول ذاته “ويضيف “والنتيجة أن نجوم ال Millisecond المدروسة تفقد حوالي نصف طاقتها الدورانية فيما يدعى -مرحلة انفصال روش- لوب- ” هذه المرحلة تصف ما يحدث للنجوم في النظم الثنائية عندما تتوقف عملية تبادل الكتلة.
و لذلك ففي النظم الثنائية، نجوم ال Millisecond التي ما زالت في مرحلة سحب الكتلة من النجم الشريك تدور بسرعة اكبر و لو بشكل طفيف مقارنة بالمرحلة التالية عندما يتوقف استجرار الكتلة من النجم الشريك, الأمر الذي يطابق ما تمت ملاحظته، و هو ما يفسر المفارقة التي حيرت العلماء حيث تبدو هذه النجوم أقدم من الكون.
لدينا الآن إذن دراسة توضح كيف يمكن لنجم كسر حالة التوازن الدوراني، حيث تتناقص نسبة تبادل المادة، مما يؤدي الى توسع نصف قطر نواة النجم شديدة المغنطة، و يسبب ذلك ردة عكسية للنواة التي كانت جاذبة للمادة وأصبحت دافعة لها، مما يؤدي الى خسارة النجم لطاقة دورانه و من ثم إلى تباطئه.
https://www.sciencedaily.com/releases/2012/02/120202151436.htm