الفلك

أصل المجال المغناطيسي للنجوم النيوترونية

أصل المجال المغناطيسي للنجوم النيوترونية


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

يبدو من غير البديهي أن تمتلك النجوم النيوترونية مثل هذه المجالات المغناطيسية القوية. من المفترض أن تكون شحنتها الكهربائية صفرًا ، لذا مهما كانت سرعتها في الدوران ، فلا ينبغي أن تولد أي مجال مغناطيسي. أم أنه بسبب الشحنات الكهربائية للكواركات أو بسبب دورانها الجوهري؟


من المفترض أن تأتي المجالات المغناطيسية القوية في النجوم النيوترونية من الحفاظ على التدفق المغناطيسي. اذا كان لدينا:

$$ Phi_B = int B mathrm {d} S = text {const} $$

حيث $ Phi_B $ هو تدفق المجال المغناطيسي ، و $ B $ هو شدة المجال المغناطيسي ، و $ mathrm {d} S $ هو السطح المغلق الأولي ؛ إذن ، هذا التكامل ثابت عبر السطح.

إذا أخذنا في الاعتبار سطح النجم الذي يأخذ التكامل من

$$ S = 4 pi R ^ 2 $$

حيث $ R $ هو نصف قطر النجم. يمكن ترجمة ذلك ، مع قانون الحفاظ على التدفق المغناطيسي ، على النحو التالي:

$$ B_f = B_i left ( frac {R_i} {R_f} right) ^ 2 $$

حيث $ i $ و $ f $ هما مؤشرا مبدئي و نهائي مراحل. نحن نعلم أن النجم ينهار من أي حجم نجم إلى $ sim10 ؛ mathrm {km} $. لذا فإن نسبة نصف القطر ضخمة. تحتاج فقط إلى بداية مجال مغناطيسي بقيمة 10-100 دولار mathrm {G} $ ، للحصول على مجال مغناطيسي نهائي بترتيب 10 $ ^ {12} mathrm {G} $ ، وهو نموذجي في النجوم النيوترونية.


نجم نيوتروني عالي المغناطيسية يطلق نفاثات المواد بشكل غير متوقع

اكتشف علماء الفلك باستخدام مصفوفة Karl G. Jansky الكبيرة جدًا من NSF ، نفاثًا سريعًا من المواد مدفوعًا إلى الخارج من نجم نيوتروني ممغنط بقوة. الاكتشاف ، ذكرت في المجلة طبيعة، يجبر على إعادة التفكير في نظرية طويلة الأمد حول أصل مثل هذه الطائرات.

انطباع فنان عن النجم النيوتروني القوي Swift J0243.6 + 6124 وهو يطلق طائرة. رصيد الصورة: ICRAR / جامعة أمستردام.

النجوم النيوترونية هي أجسام فائقة الكثافة ، بقايا نجوم ضخمة انفجرت على شكل مستعرات عظمى.

عندما تكون في أزواج ثنائية مع نجوم "عادية" ، فإن جاذبيتها القوية يمكن أن تسحب المواد بعيدًا عن رفاقها.

تشكل هذه المادة قرصًا يسمى قرص التنامي يدور حول النجم النيوتروني. يتم دفع دفعات من المواد بسرعة تقارب سرعة الضوء ، بشكل عمودي على القرص.

"لقد رأينا نفاثات قادمة من جميع أنواع النجوم النيوترونية التي تسحب المواد من رفاقها ، باستثناء واحد. قال جاكوب فان دن إيجندن ، عالم الفلك بجامعة أمستردام ، لم يسبق لنا أن رأينا طائرة نفاثة قادمة من نجم نيوتروني ذي مجال مغناطيسي قوي جدًا.

وقد أدى ذلك إلى نظرية مفادها أن الحقول المغناطيسية القوية تمنع تكون النفاثات. الاكتشاف الجديد يتناقض مع هذه النظرية ".

درس فان دن إيجندن وزملاؤه شيئًا يسمى Swift J0243.6 + 6124 ، تم اكتشافه في أكتوبر 2017 بواسطة مرصد نيل جيريلز سويفت التابع لناسا ، عندما أطلق الجسم دفقة من الأشعة السينية.

الجسم عبارة عن نجم نيوتروني يدور ببطء يسحب مادة من نجم مصاحب لها على الأرجح أكبر بكثير من كتلة الشمس.

"المجال المغناطيسي للنجم النيوتروني الذي درسناه أقوى بنحو 10 تريليونات مرة من شمسنا ، لذلك للمرة الأولى على الإطلاق ، لاحظنا نفاثًا قادمًا من نجم نيوتروني ذي مجال مغناطيسي قوي جدًا" ، فان دن قال إيجندن.

"يكشف الاكتشاف عن فئة جديدة كاملة من مصادر إنتاج الطائرات لكي ندرسها."

بدأت الملاحظات مع مصفوفة كارل جي جانسكي الكبيرة جدًا من NSF بعد أسبوع من اكتشاف سويفت واستمرت حتى يناير 2018.

حقيقة أن انبعاث النجم النيوتروني في الأشعة السينية وأطوال موجات الراديو ضعفت معًا بمرور الوقت وخصائص الانبعاث الراديوي نفسه أقنعت الفلكيين بأنهم كانوا يرون موجات راديو تنتجها طائرة.

هذا المزيج هو ما نراه في أنظمة إنتاج الطائرات النفاثة الأخرى. قال فان دن إيجندن: "الآليات البديلة لا تفسرها فقط".

تقول النظريات الشائعة لتشكيل النفاثات في أنظمة مثل Swift J0243.6 + 6124 إن النفاثات يتم إطلاقها بواسطة خطوط مجال مغناطيسي مثبتة في الأجزاء الداخلية من أقراص التراكم.

في هذا السيناريو ، إذا كان للنجم النيوتروني مجال مغناطيسي قوي جدًا ، فإن هذا المجال يغلب ويمنع النفاثة من التكون.

بدلاً من ذلك ، يقترح الفريق أن منطقة الإطلاق النفاث للقرص التراكمي في Swift J0243.6 + 6124 يمكن أن تكون أبعد بكثير مما هي عليه في الأنواع الأخرى من الأنظمة ، حيث يكون المجال المغناطيسي للنجم أضعف.

وهناك فكرة أخرى مفادها أن النفاثات يمكن أن تعمل بواسطة دوران النجم النيوتروني ، بدلاً من إطلاقها بواسطة خطوط المجال المغناطيسي في قرص التراكم الداخلي.

قالت الدكتورة ناتالي ديجينار ، من جامعة أمستردام أيضًا: "من المثير للاهتمام أن الفكرة التي تعتمد على الدوران تتنبأ بأن الطائرة ستكون أضعف بكثير من النجوم النيوترونية التي تدور ببطء ، وهو ما نراه بالضبط في Swift J0243.6 + 6124". .

قال علماء الفلك: "قد تعني طائرة نفاثة من Swift J0243.6 + 6124 أن فئة أخرى من الأجسام ، تسمى النجوم النابضة للأشعة السينية فائقة الإضاءة ، والممغنطة أيضًا ، قد تنتج نفاثات".

J. van den Eijnden وآخرون. طائرة نفاثة متطورة من نجم نابض للأشعة السينية ممغنط بقوة. طبيعة، نُشر على الإنترنت في 26 سبتمبر 2018 دوى: 10.1038 / s41586-018-0524-1


ولادة نجم مغناطيسي

1.5 كتلة شمسية لها مجالات مغناطيسية سطحية قوية وواسعة النطاق. عندما تنفجر في المستعرات الأعظمية ، من المحتمل أنها تشكل أقوى مغناطيس في الكون ، نجوم نيوترونية عالية الممغنطة تعرف باسم النجوم المغناطيسية. لكن ما هو أصل مجالاتهم المغناطيسية القوية؟

يشارك

انسخ الرابط

الكون مرتبط بالمجالات المغناطيسية. توجد بشكل أساسي في جميع المقاييس من داخل عناقيد المجرات وصولاً إلى الكواكب. كما أن للشمس مجال مغناطيسي يؤدي إلى ظهور بقع الشمس والتوهجات الشمسية وغيرها من الظواهر السطحية النشطة. اليوم ، نعلم أن المجال المغناطيسي للشمس يتم إنتاجه في الموقع في غلافه المغلي (الحمل الحراري) (انظر صورة سطح الشمس المضطرب أدناه). لا تحتوي النجوم الأكثر ضخامة على مثل هذه المغلفات المغلية ، وبالتالي لا يُتوقع أن تظهر مجالات مغناطيسية سطحية. ومع ذلك ، في عام 1947 ، اكتشف بابكوك حقلاً كهذا في النجم 78 فيرجينيس ، ونحن نعلم الآن أن حوالي 10٪ من النجوم الضخمة مغناطيسية (سنستخدم مصطلح "هائل" هنا للإشارة إلى النجوم التي تحتوي على أكثر من

1.5 كتلة شمسية). في نهاية حياتهم ، النجوم المغناطيسية الضخمة مع أكثر من

يُعتقد أن الكتلة الشمسية 8 تنفجر في المستعرات الأعظمية لتشكل نجومًا نيوترونية عالية المغناطيسية ، تسمى النجوم المغناطيسية ، بينما قد تترك نظيراتها ذات الكتلة المنخفضة وراءها أقزامًا بيضاء شديدة المغناطيسية.

مناطق نشطة على سطح الشمس من مرصد ديناميكا الشمس التابع لناسا. يتم توجيه تدفق الغاز على طول خطوط المجال المغناطيسي في عدة أماكن ويكون الغلاف المغلي (الحمل الحراري) للشمس مرئيًا. بالمقارنة مع هذا السطح المضطرب ، فإن النجوم التي يزيد وزنها عن 1.5 كتلة شمسية لها أغلفة هادئة. رصيد الصورة: NASA / SDO / AIA

هناك العديد من الأفكار حول سبب امتلاك بعض النجوم الضخمة مجالات مغناطيسية قوية. وبطبيعة الحال ، اقترح بعض العلماء أن النجوم قد ترث ببساطة مجالًا مغناطيسيًا موجودًا بالفعل من السحابة الجزيئية التي تشكلت منها. اقترحت فكرة أخرى أنه أثناء عملية تكوين النجوم ، عندما تكون الطبقات الخارجية للنجوم البدائية أكثر اضطرابًا (على غرار غلاف الشمس) ، ربما يكون مجال مغناطيسي قد تشكل مؤقتًا. بمجرد توقف الغلاف عن الاضطراب الشديد ، يمكن تجميد الحقل في النجم. ومع ذلك ، فإن مثل هذه الأفكار تشترك في مشكلة واحدة: أنها تتوقع ذلك الكل يجب أن يكون للنجوم الضخمة مجال مغناطيسي قوي ولكنه جزء صغير من

للتحايل على هذه المشكلة ، ظهرت فكرة أن الحقول المغناطيسية قد تنتج عن اندماج نجمين. كما هو الحال مع الفكرة الثانية المذكورة أعلاه ، سيتم تجميد المجال المغناطيسي المتولد في نجم ما بعد الاندماج وبالتالي يكون مرئيًا اليوم. في الواقع ، يتوقع علماء الفلك أن حوالي 10٪ من جميع النجوم الضخمة في مجرة ​​درب التبانة هي نتاج اندماجات - هل هذه مجرد مصادفة؟

هناك دليل آخر يشير إلى نفس الاتجاه وهو النقص الملحوظ في النجوم المغناطيسية في الثنائيات القريبة. إذا كانت عمليات اندماج نجمين دائريين تنتج نجومًا مغناطيسية في المقام الأول ، فإن مراقبة ثنائي بمكون مغناطيسي واحد وآخر غير مغناطيسي اليوم يعني أن النظام الثنائي الحالي كان نظامًا نجميًا ثلاثيًا في الماضي. إن تركيب ثلاثة نجوم في مدارات مستقرة بحيث يدور النجمان المتبقيان عن قرب بعد الاندماج أمر صعب من وجهة نظر الديناميات المدارية. لذلك يجب ألا تحدث النجوم المغناطيسية في الثنائيات القريبة بشكل متكرر إذا كان الاندماج ينتج نجومًا مغناطيسية.

في عام 2016 ، وضعنا فرضية الاندماج على المحك. يمكن أن تؤدي عملية الاندماج إلى توقيعات يمكن ملاحظتها. على وجه الخصوص ، عندما يندمج نجمان متسلسلان رئيسيان ، يتجدد المنتج المدمج بسبب خلط الوقود الطازج في لبه ، وبالتالي إطالة عمره. تبرز النجوم المجددة كنجوم زرقاء في عناقيد النجوم ، لذلك بحثنا عن مثل هذه الأجسام ذات الحقول المغناطيسية. سرعان ما وجدنا اثنين من المرشحين الذين ظهروا شابين بشكل غير طبيعي مقارنة بالنجوم الأخرى التي كان يعتقد أنها تشكلت في نفس الوقت. والأكثر من ذلك ، كان التباين العمري المتوقع متسقًا مع كونه ناتجًا عن اندماج سابق. المؤامرة سميكة.

هندسة المجال المغناطيسي المرصودة لـ Tau Sco. متوسط ​​شدة المجال لبضع مئات من Gauss في الواقع مشابه تمامًا لمغناطيس الثلاجة القوي. حقوق الصورة: باسكال بيتيت.

أحد المرشحين هو النجم Tau Scorpii (Tau Sco) في جمعية برج العقرب العليا الذي تم توضيح المجال المغناطيسي السطحي المرصود أعلاه. هذا ال

17 نجمًا من الكتلة الشمسية يبلغ عمره الظاهر & lt5 Myr صغيرًا جدًا مقارنةً بـ

11 Myr Old Sco Association وتوقعات التجديد لدينا أظهرت أن اندماج نجم كتلتي 9 و 8 شمسي يمكن أن يفسر التناقض العمري. بهذه النتائج ، ذهبت إلى مؤتمر ثنائي النجوم في كامبريدج (المملكة المتحدة) ، حيث أردت شرح هذا الاكتشاف الجديد والطريقة الجديدة لفحص فرضية الاندماج لزملائي.

في هذا المؤتمر ، قابلت سيباستيان أولمان ، طالب الدراسات العليا في ذلك الوقت في هايدلبرغ ، الذي أجرى محاكاة ثلاثية الأبعاد (3D) لما يسمى أحداث المغلف المشتركة حيث يتم سحب نجم صغير إلى المغلف الممتد لعملاق. أظهرت هذه المحاكاة أن الحقول المغناطيسية تنتج عن تدفق الغاز حول النجم الصغير المتصاعد في غلاف العملاق. تم تشغيلهم برمز Arepo الجديد الذي يستخدم ما يسمى بالشبكة المتحركة. Arepo معروف جيدًا من خلال محاكاة Illustris الأساسية لتشكيل البنية الكونية. هنا ، تم تعديله وتطبيقه على تطبيقات الفيزياء الفلكية. كانت أهمية عمل سيباستيان لعمليات الاندماج واضحة على الفور. في الأيام التالية وعلى مدى عدة مكاييل من البيرة في الحانات الجميلة في كامبريدج ، ناقشت أنا وسيباستيان إمكانيات إجراء عمليات محاكاة مماثلة لعمله في الغلاف المشترك ولكن هذه المرة لدمج نجمين ضخمين.

اندماج نجمي ضخم (كثافة) من فابيان شنايدر على Vimeo.
يُظهر الفيديو أعلاه نتيجة محاكاة الاندماج لنجم كتلة شمسية 9 و 8 حيث يشير التلوين إلى كثافة الغاز (اللوغاريتمي) في المستوى المداري. الأوقات المقدمة هي بالأيام وهي مرتبطة بالنقطة التي تندمج فيها نوى النجمين السابقين.

بالعودة إلى هايدلبرغ وأكسفورد ، واصلنا العمل وبعد الإخفاقات والنكسات المعتادة ، تمكنا أخيرًا من إجراء عمليات محاكاة ثلاثية الأبعاد واستيراد بقايا الاندماج إلى رمز التطور النجمي أحادي البعد (1D). في 3D ، من الممكن محاكاة مرحلة الاندماج الديناميكي التي تستمر من أيام إلى أسابيع ، بينما باستخدام الحسابات أحادية الأبعاد يمكننا أن نرى كيف يتطور نجمنا المدمج على مدى ملايين السنين حتى مرحلة المستعر الأعظم. بعد الاندماج مباشرة ، يكون النجم بعيدًا عن حالة توازنه. تم ضخ الطاقة المدارية والزخم الزاوي في بقايا الاندماج وتبدأ مرحلة الاسترخاء. المنتج المدمج كثيف للغاية وساخن في القلب مما يؤدي إلى زيادة الاحتراق النووي. ثم يتسبب الاحتراق في تغيرات هيكلية في باطن النجم ، ويؤدي ، على سبيل المثال ، إلى توسع الطبقات الخارجية.

لقطات من عملية الاندماج. يشار إلى قوة المجال المغناطيسي المطلقة في اللون وخطوط المجال المغناطيسي بواسطة الفقس. في اللوحة الأولى ، يظهر النجمان قبل أن يتشوش النجم الأكثر ضخامة في البداية حول رفيقه ليشكل بقايا الاندماج النهائية التي يتم عرضها في اللوحة الثانية.

بعد مرحلة الاسترخاء هذه (التي تدوم حوالي 1،000-10،000 سنة) ، يعود النجم في حالة توازن كامل ويواصل تطوره "الطبيعي" نحو الانهيار الأساسي والمستعر الأعظم. لقد كانت مفاجأة كبيرة عندما رأينا مدى تطابق نموذجنا بعد الاسترخاء مع Tau Sco: تتوافق درجة الحرارة الفعالة وجاذبية السطح والدوران البطيء واللمعان وكذلك الطبيعة المغناطيسية بشكل جيد مع الملاحظات. النموذج بالطبع ليس مثاليًا ، اللمعان مرتفع إلى حد ما ولا يمكننا (حتى الآن) إعادة إنتاج الخلط الكيميائي الذي لوحظ في Tau Sco. أيضًا ، يبدو أن الدوران النهائي لبقايا الاندماج حساس تمامًا لما يحدث بعد الاندماج مباشرة - وهي مرحلة لا يمكننا نمذجتها في الوقت الحالي بالتفاصيل المطلوبة. لذلك كما هو الحال مع أي بحث ، تبقى الأسئلة المفتوحة وتظهر جوانب غير متوقعة.

في الماضي ، تم اقتراح أن النجوم ذات الكتلة المغناطيسية هي أسلاف الأقزام البيضاء ذات المغناطيسية العالية والنجوم النيوترونية. يُعتقد أن هذا الأخير هو أقوى مغناطيس في الكون ، أقوى بما يصل إلى 100 مليون مرة من أي مجال مغناطيسي ينتجه البشر اليوم. إذن ما الذي تخبرنا به نماذجنا عن هذه الأشياء المثيرة للاهتمام؟ Tau Sco ضخم بما يكفي لدرجة أنه سينفجر في مستعر أعظم في نهاية عمره. من خلال نماذجنا ، يمكننا أن نحاول تقدير ماهية المجال المغناطيسي في قلب Tau Sco عندما ينفجر. ومع ذلك ، فإن هذا يحتاج إلى استقراء من بضعة أيام بعد الاندماج إلى ملايين السنين بعد ذلك. هناك العديد من الأشياء التي يمكن أن تحدث للمجال المغناطيسي المتولد أثناء الاندماج على مدار هذه الفترة الطويلة. ومع ذلك ، إذا استمر جزء صغير فقط - لنقل 1٪ - من التدفق المغناطيسي في قلب النجم مباشرة بعد الاندماج حتى نهاية حياة النجم ، فسيكون ذلك كافياً لتفسير شدة المجال المغناطيسي المستنتج للمغناطيسات! كانت هذه أيضًا مفاجأة كبيرة لنا وجعل نموذجنا طريقة واعدة لشرح أصل هذه المجالات المغناطيسية القوية للغاية.


النجم المغناطيسي (انكماش للنجم المغناطيسي) هو نجم نيوتروني ذو مجال مغناطيسي فائق القوة. في

10 15 جاوس ، المجال المغناطيسي أقوى ألف تريليون مرة من الأرض & # 8217s ، وما بين 100 إلى 1000 مرة أقوى من النجم النابض الراديوي ، مما يجعلها أكثر الأجسام المغناطيسية المعروفة.

تتشكل بالطريقة نفسها التي تتشكل بها جميع النجوم النيوترونية ، من خلال الانهيار الأساسي لنجم هائل في انفجار سوبرنوفا. ليس من الواضح تمامًا ما هي الظروف التي تتسبب في تكوين نجم مغناطيسي بدلاً من نجم نيوتروني عادي أو نجم نابض ، ولكن من أجل تحقيق مثل هذه المجالات المغناطيسية القوية ، تشير بعض النظريات إلى أن النجم النيوتروني يجب أن يدور مبدئيًا ما بين 100 و 1000 مرة في الثانية.

تم اقتراح فكرة النجم المغنطيسي لأول مرة في عام 1987 واستخدمت لتفسير مكررات جاما اللينة (SGR) بنجاح في عام 1992. ومع ذلك ، فقد أخذها البعض في الاعتبار بجدية حتى بعد 6 سنوات عندما تم اكتشاف النبضات وقياس معدل الدوران لأسفل لـ اقترح SGR أنه نجم نيوتروني بقوة مجال مغناطيسي تبلغ 8 & # 215 10 14 جاوس.

منذ ذلك الوقت ، تم تفسير كل من SGRs ونجوم الأشعة السينية الشاذة بنجاح بواسطة النموذج المغناطيسي ، مع اضمحلال المجال المغناطيسي الذي يعمل على انبعاث الأشعة السينية وأشعة جاما. ومع ذلك ، يبدو أن النجوم المغناطيسية هي أشعة سينية ساطعة فقط لفترة قصيرة من الزمن حيث أن فترات نبضها تتجمع بين 6 و 12 ثانية. إذا ظلوا نشيطين لفترة طويلة من الوقت ، يجب أن نرى أيضًا نجوم مغناطيسية بفترات نبض تصل إلى عشرات الثواني أو أكثر.

في عام 2006 اكتشف علماء الفلك أن المغناطيس XTE J1810-197 كان مرئيًا كنجم نابض راديوي ذو طيف مسطح بشكل لا يصدق. في الواقع ، كان هذا النجم المغناطيسي مرئيًا على طول الطريق من موجات الراديو إلى أطوال موجات مم وكان له فترة نبض سريعة التطور. عادةً ما تتمتع النجوم النابضة الراديوية بفترات نبض مستقرة جدًا ، أو تنتقل بين وضعين مختلفين. تباينت النبضات الراديوية المغناطيسية XTE 1810-197 & # 8217s بشكل كبير من يوم لآخر حيث تلاشت تدريجياً.

دراسة علم الفلك عبر الإنترنت في جامعة سوينبرن
جميع المواد محفوظة لشركة Swinburne University of Technology باستثناء ما تم تحديده.


يحدد علماء الفلك أصل أقوى الانفجارات المغناطيسية في الطبيعة

حدد علماء الفلك في جامعة أريزونا أصل الدفقات القوية من الأجسام الأكثر مغناطيسية في الطبيعة.

الدفقات من "النجوم المغناطيسية" ، وهي من أكثر الأشياء الغامضة في الكون.

النجوم المغناطيسية هي نوع من النجوم النيوترونية ، وهي نجوم فائقة الكثافة تحزم كتلة الشمس في جسم بحجم جزيرة مانهاتن. تمتلك النجوم المغناطيسية الصغيرة مجالات مغناطيسية تبلغ على الأقل 100 تريليون مرة قوة المجال المغناطيسي للأرض. تنتج أحيانًا رشقات نارية قوية ، تقذف إشعاعات عالية الطاقة متتالية عبر الفضاء. أصل هذه الانفجارات النشطة والمجالات المغناطيسية القوية لغز.

اكتشف علماء الفلك نجمًا مغناطيسيًا مع مستكشف توقيت الأشعة السينية التابع لناسا في يوليو 2003 ، عندما سطع بحوالي 100 مرة من سطوعه الخافت المعتاد. استمروا في رصده بانتظام باستخدام الكاميرا الأوروبية للتصوير الفوتوني ، المعروفة باسم EPIC ، على مرصد XMM-Newton التابع لوكالة الفضاء الأوروبية حتى مارس 2006 ، عندما تلاشى الجسم إلى درجة سطوعه قبل الانفجار.

مع تلاشي النجم المغناطيسي ، سجل EPIC تغيرات في طاقات الأشعة السينية المنبعثة.

قام تولجا جوفر ، وهو طالب دراسات عليا زائر في UA ، ويعمل مع الأستاذ المساعد Feryal Ozel من قسمي الفيزياء UA و UA ، بمقارنة طيف الأشعة السينية المتغير في Magnetar بالتنبؤات من نموذج الكمبيوتر. لقد طوروا النموذج لوصف الخصائص الفيزيائية لسطح النجم المغناطيسي والمجال المغناطيسي بالتفصيل.

وجد Guver و Ozel ومعاونوهما أن البيانات كانت أفضل مع نموذج يتتبع الانفجار إلى أسفل سطح النجم المغناطيسي وحصره في منطقة يبلغ عرضها حوالي 3.5 كيلومترًا (حوالي ميلين).

قال أوزيل: "هذه هي المرة الأولى التي يتم فيها دمج كل من الانبعاثات السطحية وإعادة معالجتها اللاحقة في الغلاف المغناطيسي في نفس نموذج الكمبيوتر".

قال جوفر: "هذا اختراق لأننا نستطيع الآن التمييز بين ظواهر السطح والغلاف المغناطيسي".

وأضاف أوزيل أن تحديد كل من حجم وموقع الانفجار القوي يشبه "إجراء تشريح على نجم صغير بعيد".

سمح نموذجهم أيضًا لـ Guver و Ozel وزملائهم بتحديد قوة المجال المغناطيسي لهذا الجسم عن طريق التحليل الطيفي. المجال المغناطيسي للنجم المغناطيسي أقوى بحوالي 600 تريليون مرة من المجال المغناطيسي للأرض.

يقول العلماء إنهم متشجعون لأن القياس مشابه لتقدير سابق تم إجراؤه بناءً على مدى سرعة دوران المصدر ، وهو التغير في فترة الدوران بمرور الوقت. قالوا إن ذلك يعزز ثقتهم بأن نموذجهم صحيح.

وأضاف أوزيل: "من المثير للغاية أن تكون قادرًا على حساب الظواهر الكمية الغريبة التي تظهر فقط في هذه المجالات المغناطيسية فائقة القوة ، وأن ترى هذه التنبؤات تظهر في البيانات الفعلية".

يقول علماء الفلك إنهم لم يفهموا بعد آلية الانفجار ، والذي ربما يكون بطريقة ما مغناطيسية.

يقول الباحثون إنهم يخططون لاستخدام نموذج الكمبيوتر الخاص بهم لدراسة المزيد من النجوم المغناطيسية ، باستخدام المزيد من البيانات من مراصد الأشعة السينية ، بحثًا عن إجابات.

إنهم ينشرون نتائجهم في 20 سبتمبر 2007 في مجلة Astrophysical Journal Letters. مؤلفو الورقة هم Guver و Ozel و Ersin Gogus من جامعة Sabanci ، اسطنبول ، تركيا ، و Chryssa Kouveliotou من مركز مارشال لرحلات الفضاء التابع لناسا ، هانتسفيل ، ألا.

مصدر القصة:

المواد المقدمة من جامعة أريزونا. ملاحظة: يمكن تعديل المحتوى حسب النمط والطول.


يقول العلماء إن المجال المغناطيسي لـ Neutron Star هو أقوى ما تم اكتشافه في الكون

هانتسفيل ، علاء (20 مايو 1998) - تم رصد المجال المغناطيسي الأكثر كثافة الذي تم العثور عليه في الكون حول نجم نيوتروني على بعد 40 ألف سنة ضوئية من الأرض ، وفقًا لفريق دولي من علماء الفلك بقيادة علماء يعملون في ناسا مارشال سبيس. مركز الطيران في هنتسفيل ، ألا.

قد يؤكد هذا الاكتشاف وجود "النجوم المغناطيسية" وهي فئة خاصة من النجوم النيوترونية ذات مجالات مغناطيسية تقدر بألف تريليون مرة من المجال المغناطيسي للأرض.

قالت الدكتورة كريسا كوفيليوتو ، عالمة اتحاد أبحاث الفضاء بالجامعات ، والتي قادت فريق علماء الفلك: "إن المجال المغناطيسي الذي يولده هذا النجم مذهل حقًا". "إنه مكثف لدرجة أنه يسخن سطح النجم إلى 18 مليون درجة فهرنهايت."

وسيتم نشر تقرير عن هذا الاكتشاف في عدد 21 مايو من مجلة "الطبيعة".

ضم فريق Kouveliotou الدكتور ستيفان ديترز من جامعة ألاباما في هانتسفيل (UAH) ، والبروفيسور جان فان باراديج من UAH وجامعة أمستردام ، والدكتور تود ستروماير من مركز جودارد لرحلات الفضاء التابع لناسا في جرينبيلت ، ماريلاند.

باستخدام بيانات من قمرين صناعيين ، حددت Kouveliotou وفريقها قوة المجال المغناطيسي للنجم من خلال قياس السرعة التي يتباطأ بها دورانه - وهو تأثير يُعتقد أنه ناجم عن المجال المغناطيسي القوي للنجم.

يُلاحظ أن النجم النيوتروني المعني ، والمسمى SGR 1806-20 ، يدور مرة كل 7.5 ثانية. معدل دورانه يتباطأ بنحو ثلاثة مللي ثانية في السنة. قد تتسبب الحقول المغناطيسية فائقة القوة في "فرملة" النجم النيوتروني و "تهدئته" ، مما يجعل من المستحيل عمليًا رصدها في الموجات الراديوية وأطياف الأشعة السينية التي تُرصد فيها النجوم النيوترونية عادةً.

وهذا يعني أنه يمكن أن يكون هناك الآلاف - وربما الملايين - من هذه الآثار المظلمة المنتشرة في جميع أنحاء مجرة ​​درب التبانة ، وهو ما يمثل العدد الكبير من بقايا المستعرات الأعظمية التي لا تحتوي على نجوم نيوترونية يمكن اكتشافها في مراكزها.

النجم النيوتروني هو نجم محترق ، يساوي تقريبًا كتلة الشمس ، وقد انهار من خلال قوى الجاذبية ليكون على بعد حوالي 10 أميال فقط عبر المغناطيسات ، وله مجال مغناطيسي أقوى بحوالي 100 مرة من النجم النيوتروني النموذجي.

يعتقد علماء الفلك أن ما لا يقل عن 10 في المائة من النجوم النيوترونية تولد بمجالات مغناطيسية قوية بما يكفي لاعتبارها نجوم مغناطيسية. تتشكل النجوم النيوترونية في انفجارات المستعرات الأعظمية وهي تدور بسرعة بمعدلات تصل إلى مئات الثورات في الثانية.

وقال كوفيليوتو "هذا الاكتشاف يجب أن يساعدنا في حساب معدل موت النجوم بشكل أفضل وخلق العناصر الأثقل التي تتحول فيما بعد إلى كواكب ونجوم أخرى".

تم جمع البيانات التي استخدمتها Kouveliotou وفريقها لقياس معدل دوران النجم بواسطة القمر الصناعي Rossi X-Ray Timing Explorer التابع لناسا والقمر الصناعي المتقدم لعلم الكونيات والفيزياء الفلكية ، وهي مهمة تعاونية بين اليابان والولايات المتحدة.

تنتمي SGR 1806-20 إلى فئة من النجوم النيوترونية تسمى "مكررات جاما اللينة".

قال كوفيليوتو: "ينجرف المجال المغناطيسي بشكل دوري عبر قشرة النجم النيوتروني ، مما يؤدي إلى إحداث مثل هذه القوى الهائلة التي تؤدي إلى حدوث" زلزال نجمي ". "يتم إطلاق طاقة 'starquake' على شكل انفجار قوي لأشعة غاما منخفضة الطاقة."

تحدث هذه الانفجارات في كثير من الأحيان. عند الانفجار ، تعد أجهزة Soft Gamma Repeaters من بين أكثر الأشياء سطوعًا في السماء ، حيث تعطي قدرًا كبيرًا من الطاقة في ثانية واحدة كما تفعل الشمس في عام كامل. تم اكتشاف SGR 1806-20 عندما انبعثت رشقات من أشعة جاما الناعمة.

ناقش علماء الفلك أصل مكررات جاما اللينة منذ أن لوحظت لأول مرة في عام 1979. ومع هذا الاكتشاف ، يعتقد الباحثون أن أصل مكررات جاما اللينة يكمن في ظاهرة "الزلزال النجمي" للمغناطيسات. تم اقتراح نظرية المغناطيس في عام 1992 من قبل علماء الفيزياء الفلكية الدكتور روبرت دنكان من جامعة تكساس في أوستن والدكتور كريستوفر طومسون من جامعة نورث كارولينا في تشابل هيل.

لمزيد من المعلومات حول المغناطيسات وهذا الاكتشاف ، تفضل بزيارة موقع مختبر علوم الفضاء التابع لناسا مارشال على:

مصدر القصة:

المواد المقدمة من جامعة ألاباما في هانتسفيل. ملاحظة: يمكن تعديل المحتوى حسب النمط والطول.


أصل المجال المغناطيسي للنجوم النيوترونية - علم الفلك

سؤال جيد! خاصة لأن لا أحد يعرف الإجابة بشكل مؤكد - النجوم النيوترونية بشكل عام ، ومجالاتها المغناطيسية بشكل خاص ، ليست مفهومة جيدًا من قبل أي شخص. لذلك للأسف لا يمكننا أن نقدم لك إجابة محددة تمامًا.

ومع ذلك ، فإن العلماء على يقين تام من أن الحقول المغناطيسية حول النجوم النيوترونية لن تنقلب مثل تلك الموجودة حول الأرض والشمس. يتم إنشاء المجالات المغناطيسية للأرض والشمس بواسطة "دينامو". هذا جزء آخر من الفيزياء المعقدة للغاية لا نفهمه تمامًا ، ولكن الفكرة الأساسية هي أن السائل الدوار في كل جسم (الشمس كلها سائلة ، بينما الطبقة الخارجية من قلب الأرض هي الحديد المنصهر) يحافظ على التيار. ، والذي بدوره يحافظ على المجال المغناطيسي. يسبب عدم الاستقرار في التدفق الحالي تغيرات في شدة المجال المغناطيسي واتجاهه. في الشمس ، تكون هذه الاختلافات دورية (ما يسمى بـ "الدورة الشمسية") على الأرض ، والتغيرات أكثر تعقيدًا بكثير وليس لها فترة محددة.

ومع ذلك ، فإن الحقول حول النجوم النيوترونية لها أصل أكثر تعقيدًا. النجوم النيوترونية ، كما تعلم ، هي بقايا متبقية عندما يتعرض نجم ضخم لانفجار مستعر أعظم. يقوم النجم بطرد طبقاته الخارجية في هذه العملية ، ولكن يتم الاحتفاظ بالمجال المغناطيسي. تطالب قوانين ماكسويل للديناميكا الكهربائية بالحفاظ على كمية تسمى `` التدفق المغناطيسي '' في معظم العمليات ، وهذه الكمية هي ببساطة شدة المجال المغناطيسي مضروبة في المنطقة التي تمر من خلالها. أثناء المستعر الأعظم ، يتم ضغط المجال إلى الحجم التقريبي للنجم النيوتروني ، وبالتالي تقل المساحة بشكل كبير. لذلك ، تزداد شدة المجال المغناطيسي بشكل كبير في هذه العملية - أحيانًا بثمانية مرات أو أكثر من حيث الحجم! إن المجال المغناطيسي للنجوم النيوترونية ، إذن ، هو أيضًا أحفورة للنجم الهائل. لا يتم الحفاظ على الحقل الأحفوري بواسطة دينامو - نعتقد! - لذلك ليس هناك توقع للمجال لقلب القطبية كما تفعل الشمس.

على حد علمي ، لا توجد أيضًا ملاحظات من شأنها أن تدعم انعكاس القطبية المغناطيسية في هذه الأجسام. تعتمد خصائص النجم النابض بشدة على المجال المغناطيسي للنجم النيوتروني ، وتتغير فترة النبض إذا تغير المجال المغناطيسي. عندما تقلب الأرض والشمس قطبية ، تقل شدة المجال ثم تزداد مرة أخرى أثناء التبديل. يمكننا أن نلاحظ هذا بسهولة في توقيت النبض ، ونحن لم نفعل ذلك. بالطبع ، ليست كل النجوم النيوترونية هي نجوم نابضة - ومن الممكن ، إذا كان من غير المحتمل ، أن تكون النجوم الأخرى مختلفة.


المجالات المغناطيسية للنجم النيوتروني: ليست مضطربة للغاية ، بعد كل شيء؟

من المعروف أن النجوم النيوترونية ، وهي الأجسام النجمية شديدة الكثافة التي تنشأ عند انهيار النجوم الضخمة ، تستضيف أقوى المجالات المغناطيسية في الكون - أقوى بمليار مرة من أي مغناطيس كهربائي من صنع الإنسان. لكن بعض النجوم النيوترونية ممغنطة بقوة أكبر من غيرها ، وقد حير هذا التباين علماء الفيزياء الفلكية لفترة طويلة.

الآن ، تلقي دراسة أجراها عالما الفيزياء في جامعة ماكجيل كونستانتينوس غورجولياتوس وأندرو كومينغ ضوءًا جديدًا على الهندسة المتوقعة للحقل المغناطيسي في النجوم النيوترونية. تم نشر النتائج على الإنترنت في 29 أبريل في رسائل المراجعة البدنية، يمكن أن يساعد العلماء في قياس كتلة ونصف قطر هذه الأجسام النجمية غير العادية ، وبالتالي اكتساب نظرة ثاقبة في فيزياء المادة عند الكثافة القصوى.

اقترحت بعض الدراسات النظرية السابقة أن المجال المغناطيسي للنجم النيوتروني يجب أن ينقسم إلى حلقات أصغر ويتبدد مع تقدم النجوم في العمر - وهي ظاهرة تُعرف باسم "الشلال المضطرب". ومع ذلك ، هناك العديد من النجوم النيوترونية "في منتصف العمر" (ما يقرب من مليون إلى بضعة ملايين من السنين) التي من المعروف أن لديها مجالات مغناطيسية قوية نسبيًا ، مما يترك العلماء في حيرة من أمرهم للتوفيق بين النماذج النظرية والملاحظات الفعلية.

لفهم كيفية تغير المجال المغناطيسي بشكل أفضل مع تقدم عمر نجم نيوتروني ، أجرى غورجولاتوس وكومينغ سلسلة من عمليات المحاكاة الحاسوبية. أظهر هذا المجال المغناطيسي يتطور بسرعة في البداية ، بما يتماشى مع التوقعات السابقة. ولكن بعد ذلك ، اتخذ التطور منعطفًا مفاجئًا: في جميع عمليات المحاكاة ، بغض النظر عن شكل المجال المغناطيسي عند ولادة النجم النيوتروني ، اتخذ المجال بنية معينة وتباطأ تطورها بشكل كبير.

يوضح كومينغ: "الشلال في مجال مغناطيسي يشبه ما يحدث عند إضافة الكريمة إلى قهوتك وتقليبها: ينقسم الكريم سريعًا إلى قطع ويختلط مع القهوة". "كان التنبؤ الأصلي هو أن قشور النجوم النيوترونية ستفعل الشيء نفسه مع مجالاتها المغناطيسية ، لذا إذا كان بإمكانك التجول على السطح ببوصلة تحاول السير باتجاه الشمال المغناطيسي ، فسوف ينتهي بك الأمر بالتجول في اتجاهات عشوائية. وبدلاً من ذلك ، وجدنا في هذه المحاكاة الجديدة ، يظل المجال المغناطيسي في الواقع بسيطًا جدًا في البنية - كما لو أن الكريم رفض الاختلاط بالقهوة - ويمكنك بالفعل استخدام بوصلة للتنقل على سطح النجم. "

يسمي باحثو ماكجيل هذا التكوين النهائي للمجال المغناطيسي بحالة "جاذب القاعة" ، بعد ما يسمى بتأثير هول ، والذي يعتقد علماء الفيزياء الفلكية أنه يقود تطور المجال المغناطيسي في قشور النجوم النيوترونية. "هذه النتيجة مهمة أيضًا لأنها تُظهر أن تأثير هول ، وهي ظاهرة اكتُشفت لأول مرة في المواد الأرضية والتي يُعتقد أنها تساعد في إضعاف المجال المغناطيسي من خلال الاضطراب ، يمكن أن تؤدي في الواقع إلى حالة جاذبة ذات بنية مجال مغناطيسي مستقرة ،" يقول Gourgouliatos.

تم دعم البحث من قبل مركز البحوث في الفيزياء الفلكية du Qu & eacutebec ومجلس العلوم الطبيعية والبحوث الهندسية في كندا.


أصل المجال المغناطيسي للنجوم النيوترونية - علم الفلك

ربما يكون المجال المغناطيسي للأرض ناتجًا عن حركة الحديد السائل في قلب الأرض. الحديد هو موصل ، لذلك يمكن أن ينتج مجالًا كهربائيًا. النتيجة الأساسية للكهرباء والمغناطيسية هي أن المجال الكهربائي المتغير ، مثل ذلك الناتج عن كتلة تدور من الحديد ، يمكن أن ينتج مجالًا مغناطيسيًا.

ربما لا تحتوي النجوم النيوترونية على الحديد في نواتها. كيف ينتجون مجالاتهم المغناطيسية؟ للإجابة على هذا السؤال ، علينا أن ننظر في كيفية إنتاج NSs.

يتم إنتاج NS في نهاية عمر نجم ضخم ، على سبيل المثال ، كتلة أكبر بعشر مرات من الشمس. النجوم ، بما في ذلك الشمس ، لها مجالات مغناطيسية. في حالة النجوم ، يتم إنتاج المجال المغناطيسي على الأرجح من حركات الغاز بدلاً من الحديد السائل. النجم ساخن بدرجة كافية بحيث يتم تجريد الإلكترونات من الذرات التي تنتج الإلكترونات والأيونات الحرة (معظمها أيونات الهيدروجين ، وهي مجرد بروتونات حرة). يمكن لحركات هذا الغاز المتأين أو البلازما أن تنتج حقلاً كهربائيًا ينتج بدوره مجالًا مغناطيسيًا.

في نهاية حياة نجم ضخم ، يواجه أزمة. النجوم هي أعمال موازنة معقدة. تنتج كتلة النجم الجاذبية التي تحاول سحق النجم. The force of gravity is balanced by pressure at the center of the star, pressure that is produced by the heat from the nuclear reactions occuring in the star's core. When a star exhausts its fuel to support the nuclear reactions, the reactions cease, and gravity wins. ينهار النجم.

A basic result in electricity and magnetism is that magnetic fields cannot simply disappear. Consider how the magnetic field of the star looks just before it collapses. The magnetic field extends out from the surface of the star. As it collapses, the surface area of the star becomes much smaller (by a huge factor). Now consider how the magnetic field looks just after the star has collapsed. Once again, the magnetic field extends out from the surface of the star, but now this surface is much smaller. From basic electricity and magnetism it's possible to demonstrate that this means the strength of the magnetic field must have become much stronger.

This is what causes an NS' strong magnetic field: The magnetic field is a highly compressed relic of the original star's magnetic field. For reference, a typical NS magnetic field might be 10 12 Gauss by comparison, the Earth's magnetic field has a strength of about 0.05 Gauss. An NS' magnetic field is more than a trillion times stronger than the Earth's.

There's still some debate on what happens to this magnetic field over time. Some think that various processes (not all of which are well understood) could cause the strength of the magnetic field to weaken over time. Other astronomers disagree. Even if the strength of an NS' magnetic field does decay over time, though, the rate at which it decays is quite slow.


شاهد الفيديو: Verklaring of oorsprong van magnetische eigenschappen (شهر فبراير 2023).