الفلك

تدابير الانحلال من البروتونات؟

تدابير الانحلال من البروتونات؟


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.

تعال إلى التفكير في الأمر ، الشيء الوحيد الذي نسمعه عن الانحطاط هو النيوترون والإلكترون.
لقد قمت بتعميم:

  • قزم ابيض: مدعوم بانحلال الإلكترون.
  • النجم النيوتروني: مدعوم بانحلال النيوترونات والقوى النووية ، وأحيانًا قوة الطرد المركزي.
  • نجمة كوارك: على الأرجح مدعوم بانحلال الكوارك.

الآن ، يمكننا أن نرى أنه لا يوجد ذكر لانحلال البروتون.

يؤدي البحث السريع إلى القسم الفرعي من ويكيبيديا ، إلى المادة المتدهورة ؛ تنكس البروتون ، والإجابة هي نعم ، يوجد انحلال للبروتونات ، ولكنه أقل فعالية بكثير من الأشكال الأخرى للمادة المتدهورة.

سؤالي: ما هي القوة التي تمارسها البروتونات المتدهورة ، وما هي المعادلة التي تشكلها؟


النجوم متعادلة كهربائيا. في الحالة المثلى لانحلال البروتون ، يتكون النجم من الهيدروجين ، مما يزيد من كثافة عدد البروتون. كثافة عدد الإلكترونات هي نفسها تمامًا.

منذ زخم فيرمي $ p_F $ من نوع يعتمد فقط على كثافة العدد$^1$، فإن زخم فيرمي للإلكترونات والبروتونات هو نفسه. لكن الضغط$^1$، هي دالة متزايدة لـ $ p_F / mc $ وبما أن كتلة الإلكترون أصغر 1800 مرة ، فإن ضغط انحلال الإلكترون يكون دائمًا أعلى بكثير من ضغط انحلال البروتون.

البروتونات المنحلة موجودة. إنها تشكل ترتيبًا بنسبة 1٪ من الكثافة في منطقة السائل النيوتروني (الجزء الأكبر) من نجم نيوتروني. ومع ذلك ، فهي تساهم بأقل بكثير من جزء من الألف من الضغط ودائمًا ما تكون أقل من ضغط الإلكترون المتدهور.

في الواقع ، فإن شكل معادلة الضغط (انظر أدناه) يعترف بالفعل بإمكانية أن تصبح ضغوط الانحلال للإلكترونات والبروتونات أكثر تشابهًا $ p_F / mc gg 1 $ (ويعرف أيضًا باسم النسبية الفائقة). ولكن بحلول ذلك الوقت ، تكون طاقات الإلكترونات والبروتونات كافية بسهولة لتكوين النيوترونات ويتم إنشاء توازن بحيث يفوق عدد النيوترونات عدد البروتونات بنسبة 8: 1 على الأقل وبالتالي سيسود ضغط انحلالها.

(1) للمهتمين: زخم فيرمي $$ p_ {F} = left ( frac {3} {8 pi} right) ^ {1/3} h n ^ {1/3} ، $$ أين $ n $ هي كثافة عدد الفرميونات.

في حين يتم إعطاء ضغط انحلال الفرميون المثالي $$ P = frac { pi m ^ 4 c ^ 5} {3 h ^ 3} left [x (2x ^ 2 -3) (1 + x ^ 2) ^ {1/2} + 3 sinh ^ {- 1} (x) right] ، $$ أين x دولار = p_F / mc دولار.


هناك طريقة أخرى للتفكير في الإجابة وهي أن ضغط أي غاز غير نسبي (متحلل أو مثالي) هو دائمًا ثلثي الطاقة الحركية لكل وحدة حجم. لذلك يمكننا القول أنه عندما تتدهور الإلكترونات ، وتساهم في كل الضغط تقريبًا ، يجب أن يكون ذلك لأنها تحتوي أيضًا على كل الطاقة الحركية تقريبًا. هذا صحيح ، السبب في أنهم يساهمون في معظم الضغط هو أنهم يحتفظون بمعظم الطاقة الحركية ، لكن يمكننا بعد ذلك أن نسأل ، لماذا تحتوي على معظم الطاقة الحركية؟

إن صياغة السؤال بهذه الطريقة يركز انتباهنا على ما يهم حقًا هنا: الديناميكا الحرارية للانحلال. الغاز المنحل تمامًا ليس له درجة حرارة صفرية ، وهذا ما يعنيه الانحطاط بالمعنى الديناميكي الحراري. ومع ذلك ، فإن الطاقة الحركية كبيرة جدًا. لذلك هذا هو الديناميكا الحرارية قطع الاتصال بين الطاقة الحركية ودرجة الحرارة التي هي سبب أهمية ضغط الإلكترون. نظرًا لأنه يمكننا أن نفترض أن الإلكترونات والبروتونات تتوازن مع نفس درجة الحرارة (يكون هذا الافتراض دائمًا في مكانه عندما ترى هذه الأنواع من التحليلات) ، يجب أن يكون للبروتونات أيضًا درجة حرارة صفرية بشكل أساسي عندما تكون الإلكترونات شديدة الانحطاط. لكن البروتونات لا تتحلل بسبب كتلتها العالية (كما هو موضح أعلاه) ، لذلك إذا كانت درجة حرارتها منخفضة ، فإن لديها أيضًا طاقة حركية منخفضة. يرجع ذلك إلى ارتباطها الديناميكي الحراري المختلف بين الطاقة الحركية ودرجة الحرارة (التي تشبه الغاز المثالي أكثر من الغاز المنحل).

وبهذه الطريقة ، نرى ما يفعله الانحطاط - إنه يتسبب في استحواذ الإلكترونات على كل الطاقة الحركية ، لأن الإلكترونات المتحللة لها نسبة عالية جدًا من الطاقة الحركية إلى kT ، بينما تمتلك البروتونات نسبة أكثر كلاسيكية من هذا القبيل. لهذا السبب ينتجون الضغط ، الأمر كله يتعلق بالطاقة الحركية. لا تحتاج إلى التفكير في أي قوى غريبة ، فأنت تحتاج فقط إلى الديناميكا الحرارية الميكانيكية الكمومية ، والتي تؤدي إلى خفض درجة حرارة الإلكترونات ، نسبة إلى طاقتها الحركية ، نظرًا لحقيقة أن الإلكترونات المتحللة تكون شحيحة جدًا في التخلي عن الحرارة (و درجة الحرارة هي بيان الأشياء التي ستتخلى عن الحرارة في حالة التوازن ، وفقًا للقانون الصفري للديناميكا الحرارية).


آرثر إدينجتون

السير آرثر ستانلي إدينجتون OM FRS [2] (28 ديسمبر 1882 - 22 نوفمبر 1944) عالم فلك ، فيزيائي ، وعالم رياضيات إنجليزي. كان أيضًا فيلسوفًا للعلم وناشرًا للعلم. تم تسمية حد إدينجتون ، الحد الطبيعي لمعان النجوم ، أو الإشعاع الناتج عن التراكم على جسم مضغوط ، على شرفه.

حوالي عام 1920 ، تنبأ باكتشاف وآلية عمليات الاندماج النووي في النجوم ، في ورقته "الدستور الداخلي للنجوم". [3] [4] في ذلك الوقت ، كان مصدر الطاقة النجمية لغزًا كاملًا كان إدينجتون أول من توقع بشكل صحيح أن المصدر كان اندماج الهيدروجين في الهيليوم.

كتب إدينجتون عددًا من المقالات التي أعلنت وشرحت نظرية أينشتاين للنسبية العامة للعالم الناطق باللغة الإنجليزية. قطعت الحرب العالمية الأولى العديد من خطوط الاتصال العلمي ، ولم تكن التطورات الجديدة في العلوم الألمانية معروفة جيدًا في إنجلترا. كما أجرى رحلة استكشافية لمراقبة كسوف الشمس في 29 مايو 1919 والتي قدمت واحدة من أقدم تأكيدات النسبية العامة ، وأصبح معروفًا بمعارضه الشعبية وتفسيراته للنظرية.


حول AccessScience

يوفر AccessScience المعلومات العلمية المتاحة الأكثر دقة وموثوقية.

معترف به كبوابة حائزة على جوائز للمعرفة العلمية ، يعد AccessScience موردًا رائعًا عبر الإنترنت يحتوي على مواد مرجعية عالية الجودة مكتوبة خصيصًا للطلاب. يشمل المساهمون أكثر من 10000 عالم مؤهل تأهيلا عاليا و 46 من الحائزين على جائزة نوبل.

أكثر من 8700 مقالات تغطي جميع التخصصات العلمية الرئيسية وتشمل موسوعة ماكجرو هيل للعلوم والتكنولوجيا أمبير و كتاب ماكجرو هيل السنوي للعلوم والتكنولوجيا

115000 زائد تعريفات من قاموس ماكجرو هيل للمصطلحات العلمية والتقنية

3000 السير الذاتية لشخصيات علمية بارزة

أكثر من 19000 صور ورسوم متحركة قابلة للتنزيل توضح الموضوعات الرئيسية

مقاطع فيديو جذابة تسليط الضوء على حياة وعمل العلماء الحائزين على جوائز

اقتراحات لمزيد من الدراسة وقراءات إضافية لتوجيه الطلاب إلى تعميق الفهم والبحث

روابط لأدبيات الكتاب مساعدة الطلاب على توسيع معارفهم باستخدام مصادر المعلومات الأساسية


محتويات

إذا تم تبريد البلازما وتحت ضغط متزايد ، فلن يكون من الممكن في النهاية ضغط البلازما أكثر من ذلك. يرجع هذا القيد إلى مبدأ استبعاد باولي ، الذي ينص على أن فرميونين لا يمكن أن يشتركا في نفس الحالة الكمية. عندما تكون في هذه الحالة شديدة الانضغاط ، نظرًا لعدم وجود مساحة إضافية لأي جسيمات ، يكون موقع الجسيم محددًا للغاية. نظرًا لأن مواقع جزيئات البلازما شديدة الانضغاط بها قدر ضئيل جدًا من عدم اليقين ، فإن زخمها غير مؤكد للغاية. ينص مبدأ اللايقين لهايزنبرغ على ذلك

أين Δص هو عدم اليقين في زخم الجسيم وx هو عدم اليقين في الموقف (و ħ هو ثابت بلانك المختزل). لذلك ، على الرغم من أن البلازما باردة ، فإن هذه الجسيمات يجب أن تتحرك بسرعة كبيرة في المتوسط. تؤدي الطاقات الحركية الكبيرة إلى استنتاج مفاده أنه من أجل ضغط جسم ما في مساحة صغيرة جدًا ، يلزم وجود قوة هائلة للتحكم في زخم جزيئاته.

على عكس الغاز المثالي الكلاسيكي ، الذي يتناسب ضغطه مع درجة حرارته

أين ص هو الضغط ، كب هو ثابت بولتزمان ، ن هو عدد الجسيمات - عادة الذرات أو الجزيئات - ، تي هي درجة الحرارة ، و الخامس هو الحجم ، والضغط الذي تمارسه المادة المتحللة يعتمد بشكل ضعيف على درجة حرارتها. على وجه الخصوص ، يظل الضغط غير صفري حتى عند درجة حرارة الصفر المطلق. عند كثافات منخفضة نسبيًا ، يمكن اشتقاق ضغط غاز متحلل تمامًا من خلال معالجة النظام باعتباره غاز فيرمي المثالي ، بهذه الطريقة

أين م هي كتلة الجسيمات الفردية التي يتكون منها الغاز. في كثافات عالية جدًا ، حيث يتم دفع معظم الجسيمات إلى حالات كمومية مع طاقات نسبية ، يتم إعطاء الضغط بواسطة

أين ك هو ثابت تناسبي آخر يعتمد على خصائص الجسيمات التي يتكون منها الغاز. [6]

تتعرض جميع المواد لكل من الضغط الحراري العادي وضغط الانحلال ، ولكن في الغازات التي نواجهها بشكل شائع ، يسيطر الضغط الحراري على الكثير بحيث يمكن تجاهل ضغط الانحلال. وبالمثل ، فإن المادة المتحللة لا تزال تحتفظ بضغط حراري عادي ، ويسود ضغط الانحلال لدرجة أن درجة الحرارة لها تأثير ضئيل على الضغط الكلي. يوضح الشكل المجاور كيف يتشبع ضغط غاز فيرمي عند تبريده ، بالنسبة إلى الغاز المثالي الكلاسيكي.

في حين أن ضغط الانحلال يسيطر عادة على كثافات عالية للغاية ، فإن النسبة بين الضغط المتدهور والضغط الحراري هي التي تحدد الانحطاط. بالنظر إلى الزيادة الحادة بدرجة كافية في درجة الحرارة (مثل أثناء وميض الهليوم لنجم عملاق أحمر) ، يمكن للمادة أن تصبح غير متحللة دون تقليل كثافتها.

يساهم ضغط الانحلال في ضغط المواد الصلبة التقليدية ، ولكن لا تعتبر هذه المواد عادة مادة متحللة لأن المساهمة الكبيرة في ضغطها يتم توفيرها عن طريق التنافر الكهربائي للنواة الذرية وغربلة النوى عن بعضها بواسطة الإلكترونات. يستمد نموذج الإلكترون الحر للمعادن خواصها الفيزيائية من خلال اعتبار إلكترونات التوصيل وحدها غازًا متحللًا ، بينما تعتبر غالبية الإلكترونات على أنها تحتل حالات كمومية ملزمة. تتناقض هذه الحالة الصلبة مع المادة المتحللة التي تشكل جسم القزم الأبيض ، حيث يتم التعامل مع معظم الإلكترونات على أنها تحتل حالات زخم الجسيمات الحرة.

تشمل الأمثلة الغريبة للمادة المتحللة مادة النيوترونات المتحللة ، والمادة الغريبة ، والهيدروجين المعدني ، والمادة القزمة البيضاء.

الغازات المنحلة هي غازات تتكون من الفرميونات مثل الإلكترونات والبروتونات والنيوترونات بدلاً من جزيئات المادة العادية. مثالان على غاز الإلكترون في المعادن العادية وفي داخل الأقزام البيضاء. باتباع مبدأ استبعاد باولي ، يمكن أن يكون هناك فرميون واحد فقط يشغل كل حالة كمية. في الغاز المنحل ، تمتلئ جميع حالات الكم حتى طاقة فيرمي. يتم دعم معظم النجوم ضد جاذبيتها بواسطة ضغط الغاز الحراري العادي ، بينما تأتي القوة الداعمة في النجوم القزمة البيضاء من ضغط انحلال غاز الإلكترون في داخلها. في النجوم النيوترونية ، الجسيمات المتحللة هي نيوترونات.

يسمى غاز الفرميون الذي تمتلئ فيه جميع الحالات الكمومية التي تقل عن مستوى طاقة معين بغاز فيرميون متحلل بالكامل. يُعرف الفرق بين مستوى الطاقة هذا وأدنى مستوى للطاقة باسم طاقة فيرمي.

تحرير تنكس الإلكترون

في غاز الفرميون العادي الذي تهيمن فيه التأثيرات الحرارية ، تكون معظم مستويات طاقة الإلكترون المتاحة شاغرة وتكون الإلكترونات حرة في الانتقال إلى هذه الحالات. مع زيادة كثافة الجسيمات ، تملأ الإلكترونات تدريجياً حالات الطاقة المنخفضة وتضطر الإلكترونات الإضافية إلى شغل حالات طاقة أعلى حتى في درجات الحرارة المنخفضة. تقاوم الغازات المنحلة بشدة المزيد من الضغط لأن الإلكترونات لا يمكنها التحرك بالفعل لملء مستويات طاقة أقل بسبب مبدأ استبعاد باولي. نظرًا لأن الإلكترونات لا يمكنها التخلي عن الطاقة بالانتقال إلى حالات طاقة أقل ، فلا يمكن استخلاص طاقة حرارية. ومع ذلك ، فإن زخم الفرميونات في غاز الفرميون يولد ضغطًا يسمى "ضغط الانحلال".

في ظل الكثافات العالية ، تصبح المادة غازًا متحللًا عندما يتم تجريد جميع الإلكترونات من الذرات الأم. في قلب النجم ، بمجرد توقف احتراق الهيدروجين في تفاعلات الاندماج النووي ، يصبح مجموعة من الأيونات الموجبة الشحنة ، إلى حد كبير نوى الهيليوم والكربون ، تطفو في بحر من الإلكترونات ، والتي تم تجريدها من النواة. الغاز المنحل هو موصل مثالي تقريبًا للحرارة ولا يخضع لقوانين الغازات العادية. تضيء الأقزام البيضاء ليس لأنها تولد أي طاقة بل لأنها احتجزت كمية كبيرة من الحرارة التي تشع بعيدًا تدريجيًا. يمارس الغاز الطبيعي ضغطًا أعلى عند تسخينه ويتمدد ، لكن الضغط في الغاز المنحل لا يعتمد على درجة الحرارة. عندما يصبح الغاز مضغوطًا بشكل فائق ، تتوضع الجزيئات مباشرة مقابل بعضها البعض لإنتاج غاز متحلل يتصرف مثل مادة صلبة. في الغازات المنحلة ، تكون الطاقات الحركية للإلكترونات عالية جدًا ومعدل الاصطدام بين الإلكترونات والجسيمات الأخرى منخفض جدًا ، وبالتالي يمكن للإلكترونات المتحللة أن تسافر مسافات كبيرة بسرعات تقترب من سرعة الضوء. بدلاً من درجة الحرارة ، يعتمد الضغط في الغاز المنحل فقط على سرعة الجسيمات المتحللة ، ولكن إضافة الحرارة لا تزيد من سرعة معظم الإلكترونات ، لأنها عالقة في حالات كمومية مشغولة بالكامل. يزداد الضغط فقط من خلال كتلة الجسيمات ، مما يزيد من قوة الجاذبية التي تجذب الجسيمات إلى بعضها. لذلك ، فإن الظاهرة هي عكس تلك الموجودة عادة في المادة حيث إذا زادت كتلة المادة ، يصبح الجسم أكبر. في الغاز المنحل ، عندما تزداد الكتلة ، تصبح الجسيمات متقاربة بسبب الجاذبية (ويزداد الضغط) ، وبالتالي يصبح الجسم أصغر. يمكن ضغط الغاز المنحل إلى كثافات عالية جدًا ، وتكون القيم النموذجية في حدود 10000 كيلوغرام لكل سنتيمتر مكعب.

هناك حد أعلى لكتلة الجسم المنحل بالإلكترون ، حد Chandrasekhar ، والذي يتجاوزه ضغط انحلال الإلكترون لا يمكنه دعم الجسم ضد الانهيار. الحد الأقصى هو حوالي 1.44 [7] كتلة شمسية للأجسام ذات التركيبات النموذجية المتوقعة للنجوم القزمة البيضاء (الكربون والأكسجين مع باريونين لكل إلكترون). هذا القطع الكتلي مناسب فقط لنجم مدعوم بضغط انحلال الإلكترون المثالي تحت الجاذبية النيوتونية في النسبية العامة ومع تصحيحات كولوم الواقعية ، فإن حد الكتلة المقابل هو حوالي 1.38 كتلة شمسية. [8] قد يتغير الحد أيضًا مع التركيب الكيميائي للجسم ، لأنه يؤثر على نسبة الكتلة إلى عدد الإلكترونات الموجودة. دوران الجسم ، الذي يقاوم قوة الجاذبية ، يغير أيضًا حدود أي جسم معين. الأجرام السماوية التي تقع تحت هذا الحد هي النجوم القزمة البيضاء ، والتي تكونت نتيجة الانكماش التدريجي لنوى النجوم التي ينفد منها الوقود. أثناء هذا الانكماش ، يتشكل غاز متحلل بالإلكترون في القلب ، مما يوفر ضغطًا تنكسيًا كافيًا حيث يتم ضغطه لمقاومة المزيد من الانهيار. فوق حد الكتلة هذا ، قد يتشكل نجم نيوتروني (مدعوم بشكل أساسي بضغط تنكس النيوترونات) أو ثقب أسود بدلاً من ذلك.

تحرير تنكس النيوترون

يعتبر تنكس النيوترونات مشابهًا لانحلال الإلكترون ويظهر في النجوم النيوترونية ، والتي يتم دعمها جزئيًا بضغط من غاز نيوتروني متحلل. [9] يحدث الانهيار عندما يتجاوز نواة قزم أبيض ما يقرب من 1.4 كتلة شمسية ، وهو حد شاندراسيخار ، والذي فوقه لا يتوقف الانهيار بضغط الإلكترونات المتدهورة. عندما ينهار النجم ، تزداد طاقة فيرمي للإلكترونات إلى النقطة التي يكون فيها من الملائم بقوة أن تتحد مع البروتونات لإنتاج نيوترونات (عبر اضمحلال بيتا العكسي ، يُطلق عليه أيضًا التقاط الإلكترون). والنتيجة هي نجم مضغوط للغاية يتكون من مادة نووية ، وهو في الغالب عبارة عن غاز نيوتروني متحلل ، يُسمى أحيانًا بالنيوترونيوم ، مع مزيج صغير من البروتون المتحلل وغازات الإلكترون.

يتم تباعد النيوترونات في غاز نيوتروني متحلل بشكل أقرب بكثير من الإلكترونات الموجودة في غاز متحلل للإلكترون لأن النيوترون الأكثر ضخامة له طول موجي أقصر بكثير عند طاقة معينة. في حالة النجوم النيوترونية والأقزام البيضاء ، تتفاقم هذه الظاهرة بحقيقة أن الضغوط داخل النجوم النيوترونية أعلى بكثير من الضغوط الموجودة في الأقزام البيضاء. تنجم زيادة الضغط عن حقيقة أن انضغاط النجم النيوتروني يتسبب في أن تكون قوى الجاذبية أعلى بكثير مما هي عليه في جسم أقل إحكاما مع كتلة مماثلة. والنتيجة هي نجم بقطر يقارب الألف من قزم أبيض.

هناك حد أعلى لكتلة جسم نيوتروني متحلل ، حد تولمان - أوبنهايمر - فولكوف ، وهو مشابه لحد شاندراسيخار للأجسام المتحللة للإلكترون. الحد النظري للأشياء غير النسبية المدعومة بضغط انحلال النيوترون المثالي هو 0.75 كتلة شمسية فقط [10] ومع ذلك ، مع نماذج أكثر واقعية بما في ذلك تفاعل الباريون ، فإن الحد الدقيق غير معروف ، لأنه يعتمد على معادلات حالة المادة النووية ، التي لا يتوفر لها نموذج دقيق للغاية بعد. فوق هذا الحد ، قد ينهار النجم النيوتروني إلى ثقب أسود أو إلى أشكال كثيفة أخرى من المادة المتحللة. [أ]

تحرير تنكس البروتون

تتعرض المادة الكثيفة بما فيه الكفاية التي تحتوي على البروتونات لضغط تنكس البروتون ، بطريقة مشابهة لضغط تنكس الإلكترون في المادة المتحللة للإلكترون: البروتونات المحصورة في حجم صغير بما فيه الكفاية لديها قدر كبير من عدم اليقين في زخمها بسبب مبدأ عدم اليقين Heisenberg. ومع ذلك ، نظرًا لأن البروتونات أكبر بكثير من الإلكترونات ، فإن نفس الزخم يمثل سرعة أقل بكثير للبروتونات من سرعة الإلكترونات. نتيجة لذلك ، في المادة التي تحتوي على أعداد متساوية تقريبًا من البروتونات والإلكترونات ، يكون ضغط انحلال البروتون أصغر بكثير من ضغط تنكس الإلكترون ، وعادة ما يتم تصميم انحطاط البروتون كتصحيح لمعادلات حالة المادة المنحلة بالإلكترون.

تحرير انحلال الكوارك

في كثافات أكبر من تلك التي يدعمها انحلال النيوترونات ، من المتوقع حدوث مادة الكوارك. [11] تم اقتراح العديد من الاختلافات في هذه الفرضية والتي تمثل حالات الكوارك المنحلة. المادة الغريبة عبارة عن غاز متحلل من الكواركات يُفترض غالبًا أنها تحتوي على كواركات غريبة بالإضافة إلى الكواركات العلوية والسفلية المعتادة. المواد ذات الموصلات الفائقة اللونية عبارة عن غازات متحللة من الكواركات حيث تتزاوج الكواركات بطريقة مشابهة لإقران Cooper في الموصلات الكهربائية الفائقة. تختلف معادلات الحالة للأشكال المختلفة المقترحة للمادة المنحلة بالكوارك على نطاق واسع ، وعادة ما يتم تعريفها بشكل سيء أيضًا ، بسبب صعوبة نمذجة تفاعلات القوة القوية.

قد تحدث المادة المتحللة للكوارك في قلب النجوم النيوترونية ، اعتمادًا على معادلات حالة المادة المتحللة النيوترونية. قد يحدث أيضًا في نجوم الكوارك الافتراضية ، التي تكونت عن طريق انهيار أجسام فوق حد كتلة تولمان - أوبنهايمر - فولكوف للأجسام المنحلة النيوترونية. يعتمد ما إذا كانت المادة المتحللة للكوارك تتشكل على الإطلاق في هذه المواقف على معادلات حالة كل من المادة المتحللة بالنيوترونات والمادة المتحللة للكوارك ، وكلاهما غير معروف جيدًا. تعتبر نجوم الكوارك فئة وسيطة بين النجوم النيوترونية والثقوب السوداء. [12]


التصوير بالرنين المغناطيسي (مري)

التصوير بالرنين المغناطيسي (MRI) هو تقنية تصوير غير جراحية تنتج صورًا تشريحية مفصلة ثلاثية الأبعاد. غالبًا ما يستخدم للكشف عن الأمراض وتشخيصها ومراقبة العلاج. يعتمد على تقنية متطورة تثير ويكشف التغيير في اتجاه محور دوران البروتونات الموجودة في الماء الذي يتكون من الأنسجة الحية.

تستخدم أجهزة التصوير بالرنين المغناطيسي مغناطيسات قوية تنتج مجالًا مغناطيسيًا قويًا يجبر البروتونات في الجسم على التوافق مع هذا المجال. عندما ينبض تيار التردد الراديوي عبر المريض ، يتم تحفيز البروتونات ، وتدور خارج التوازن ، متوترة ضد سحب المجال المغناطيسي. عندما يتم إيقاف تشغيل مجال الترددات الراديوية ، تكون مستشعرات التصوير بالرنين المغناطيسي قادرة على اكتشاف الطاقة الصادرة أثناء إعادة اصطفاف البروتونات مع المجال المغناطيسي. يتغير الوقت الذي تستغرقه البروتونات لإعادة تنظيم المجال المغناطيسي ، وكذلك كمية الطاقة المنبعثة ، اعتمادًا على البيئة والطبيعة الكيميائية للجزيئات. يستطيع الأطباء معرفة الفرق بين أنواع الأنسجة المختلفة بناءً على هذه الخصائص المغناطيسية.

كيف تعمل الأشعة السينية؟

للحصول على صورة التصوير بالرنين المغناطيسي ، يتم وضع المريض داخل مغناطيس كبير ويجب أن يظل ثابتًا جدًا أثناء عملية التصوير حتى لا يتم طمس الصورة. يمكن إعطاء عوامل التباين (التي تحتوي غالبًا على عنصر الجادولينيوم) للمريض عن طريق الوريد قبل أو أثناء التصوير بالرنين المغناطيسي لزيادة سرعة إعادة اصطفاف البروتونات مع المجال المغناطيسي. كلما تمت إعادة تنظيم البروتونات بشكل أسرع ، كانت الصورة أكثر إشراقًا.

تعد أجهزة التصوير بالرنين المغناطيسي مناسبة تمامًا بشكل خاص لتصوير الأجزاء غير العظمية أو الأنسجة الرخوة في الجسم. وهي تختلف عن التصوير المقطعي (CT) ، من حيث أنها لا تستخدم الأشعة المؤينة الضارة للأشعة السينية. يمكن رؤية الدماغ والنخاع الشوكي والأعصاب وكذلك العضلات والأربطة والأوتار بشكل أكثر وضوحًا باستخدام التصوير بالرنين المغناطيسي مقارنة بالأشعة السينية العادية والتصوير المقطعي المحوسب لهذا السبب غالبًا ما يستخدم التصوير بالرنين المغناطيسي لتصوير إصابات الركبة والكتف.

في الدماغ ، يمكن أن يفرق التصوير بالرنين المغناطيسي بين المادة البيضاء والمادة الرمادية ويمكن استخدامه أيضًا لتشخيص تمدد الأوعية الدموية والأورام. نظرًا لأن التصوير بالرنين المغناطيسي لا يستخدم الأشعة السينية أو غيرها من الإشعاعات ، فهي طريقة التصوير المفضلة عندما يكون التصوير المتكرر مطلوبًا للتشخيص أو العلاج ، خاصة في الدماغ. ومع ذلك ، فإن التصوير بالرنين المغناطيسي أغلى من التصوير بالأشعة السينية أو التصوير المقطعي المحوسب.

أحد أنواع التصوير بالرنين المغناطيسي المتخصصة هو التصوير بالرنين المغناطيسي الوظيفي (fMRI). ويستخدم هذا لمراقبة هياكل الدماغ وتحديد مناطق الدماغ التي "تنشط" (تستهلك المزيد من الأكسجين) أثناء المهام الإدراكية المختلفة. يتم استخدامه لتعزيز فهم تنظيم الدماغ ويقدم معيارًا جديدًا محتملاً لتقييم الحالة العصبية ومخاطر جراحة الأعصاب.

على الرغم من أن التصوير بالرنين المغناطيسي لا ينبعث منه الإشعاع المؤين الموجود في الأشعة السينية والتصوير المقطعي المحوسب ، إلا أنه يستخدم مجالًا مغناطيسيًا قويًا. يمتد المجال المغناطيسي إلى ما وراء الماكينة ويمارس قوى قوية جدًا على أشياء من الحديد وبعض الفولاذ والأشياء الأخرى القابلة للمغناطيسية ، فهو قوي بما يكفي لقذف كرسي متحرك عبر الغرفة. يجب على المرضى إخطار أطبائهم بأي شكل من الأشكال الطبية أو الزرع قبل التصوير بالرنين المغناطيسي.

عند إجراء فحص التصوير بالرنين المغناطيسي ، يجب مراعاة ما يلي:

  • الأشخاص الذين لديهم غرسات ، خاصة تلك التي تحتوي على الحديد ، - أجهزة تنظيم ضربات القلب ، ومحفزات العصب المبهم ، ومُقوِّم نظم القلب القابل للزرع ، ومزيلات الرجفان ، والمسجلات الحلقية ، ومضخات الأنسولين ، وغرسات القوقعة ، ومحفزات الدماغ العميقة ، وكبسولات التنظير الداخلي الكبسولي ، يجب ألا تدخل جهاز التصوير بالرنين المغناطيسي
  • ضوضاء—الضوضاء الصاخبة التي يشار إليها عادةً باسم النقر والصفير ، وكذلك شدة الصوت التي تصل إلى 120 ديسيبل في بعض أجهزة التصوير بالرنين المغناطيسي ، قد تتطلب حماية خاصة للأذن.
  • تحفيز العصب- ينتج إحساس بالوخز أحيانًا عن الحقول سريعة التحول في التصوير بالرنين المغناطيسي.
  • عوامل التباين- المرضى الذين يعانون من الفشل الكلوي الحاد والذين يحتاجون إلى غسيل الكلى قد يتعرضون لخطر الإصابة بمرض نادر ولكنه خطير يسمى التليف الجهازي كلوي المنشأ والذي قد يكون مرتبطًا باستخدام بعض العوامل المحتوية على الجادولينيوم ، مثل الجادودياميد وغيره. على الرغم من عدم وجود رابط سببي ، إلا أن الإرشادات الحالية في الولايات المتحدة توصي بأن يتلقى مرضى غسيل الكلى عوامل الجادولينيوم فقط عند الضرورة ، وينبغي إجراء غسيل الكلى في أقرب وقت ممكن بعد الفحص لإزالة العامل من الجسم على الفور.
  • حمل- بينما لم تظهر أي آثار على الجنين ، يوصى بتجنب فحوصات التصوير بالرنين المغناطيسي كإجراء احترازي خاصة في الأشهر الثلاثة الأولى من الحمل عندما يتم تكوين أعضاء الجنين ويمكن أن تدخل عوامل التباين ، في حالة استخدامها ، إلى مجرى دم الجنين.

  • الخوف من الأماكن المغلقة- قد يجد الأشخاص الذين يعانون من رهاب الأماكن المغلقة حتى الخفيفة صعوبة في تحمل فترات الفحص الطويلة داخل الجهاز. إن التعرف على الآلة والعملية ، بالإضافة إلى تقنيات التصور والتخدير والتخدير ، يوفر للمرضى آليات للتغلب على انزعاجهم. تتضمن آليات التكيف الإضافية الاستماع إلى الموسيقى أو مشاهدة مقطع فيديو أو فيلم ، وإغلاق العينين أو تغطيتها ، والضغط على زر الذعر. التصوير بالرنين المغناطيسي المفتوح عبارة عن آلة مفتوحة من الجانبين بدلاً من أنبوب مغلق من طرف واحد ، لذلك فهو لا يحيط بالمريض بالكامل. تم تطويره ليلائم احتياجات المرضى غير المريحين من النفق الضيق وضوضاء التصوير بالرنين المغناطيسي التقليدي وللمرضى الذين يجعل حجمهم أو وزنهم التصوير بالرنين المغناطيسي التقليدي غير عملي. توفر تقنية التصوير بالرنين المغناطيسي المفتوحة الأحدث صورًا عالية الجودة للعديد من أنواع الفحوصات وليس جميعها.

استبدال الخزعات بالصوت
يؤثر مرض الكبد المزمن وتليف الكبد على أكثر من 5.5 مليون شخص في الولايات المتحدة. طور باحثون ممولون من NIBIB طريقة لتحويل الموجات الصوتية إلى صور للكبد ، مما يوفر طريقة جديدة غير جراحية وخالية من الألم للعثور على الأورام أو الأنسجة التي تضررت بسبب أمراض الكبد. يتم وضع جهاز التصوير الإلستوجرافي بالرنين المغناطيسي (MRE) فوق كبد المريض قبل أن يدخل جهاز التصوير بالرنين المغناطيسي. ثم ينبض بالموجات الصوتية عبر الكبد ، والتي يستطيع التصوير بالرنين المغناطيسي اكتشافها واستخدامها لتحديد كثافة أنسجة الكبد وصحتها. تعتبر هذه التقنية أكثر أمانًا وراحة للمريض بالإضافة إلى كونها أقل تكلفة من الخزعة التقليدية. نظرًا لأن التصوير الإلستوجرافي بالرنين المغناطيسي (MRE) قادر على التعرف على الاختلافات الطفيفة جدًا في كثافة الأنسجة ، فهناك احتمال أنه يمكن استخدامه أيضًا للكشف عن السرطان.

التصوير بالرنين المغناطيسي الجديد للأطفال فقط
من المحتمل أن يكون التصوير بالرنين المغناطيسي أحد أفضل طرق التصوير للأطفال لأنه على عكس التصوير المقطعي المحوسب ، لا يحتوي على أي إشعاع مؤين يمكن أن يكون ضارًا. ومع ذلك ، فإن أحد أصعب التحديات التي يواجهها فنيو التصوير بالرنين المغناطيسي هو الحصول على صورة واضحة ، خاصةً عندما يكون المريض طفلاً أو يعاني من مرض يمنعه من البقاء ساكنًا لفترات طويلة من الزمن. نتيجة لذلك ، يحتاج العديد من الأطفال الصغار إلى التخدير ، مما يزيد من المخاطر الصحية على المريض. يقوم NIBIB بتمويل الأبحاث التي تحاول تطوير تصوير بالرنين المغناطيسي قوي لجسم الأطفال. من خلال إنشاء ملف للأطفال مصنوع خصيصًا للأجسام الأصغر ، يمكن تقديم الصورة بشكل أكثر وضوحًا وسرعة وستتطلب مهارة أقل لمشغل MR. سيؤدي ذلك إلى جعل التصوير بالرنين المغناطيسي أرخص وأكثر أمانًا ومتاحًا للأطفال. يمكن أن يفيد أيضًا التصوير الأسرع وتعويض الحركة المرضى البالغين أيضًا.

يحاول باحث آخر ممول من NIBIB حل هذه المشكلة من زاوية مختلفة. يقوم بتطوير نظام تصحيح الحركة الذي يمكن أن يحسن بشكل كبير جودة الصورة لامتحانات MR. يعمل الباحثون على تطوير نظام تتبع بصري قادر على مطابقة وتكييف نبضات التصوير بالرنين المغناطيسي مع التغيرات في وضع المريض في الوقت الفعلي. يمكن أن يؤدي هذا التحسين إلى تقليل التكلفة (نظرًا لأن اختبارات MR أقل تكرارًا يجب إجراؤها بسبب الجودة الرديئة) بالإضافة إلى جعل التصوير بالرنين المغناطيسي خيارًا قابلاً للتطبيق للعديد من المرضى غير القادرين على البقاء ساكنين للفحص وتقليل مقدار التخدير المستخدم في MR الامتحانات.

تحديد مدى عدوانية الورم
لا يستطيع التصوير بالرنين المغناطيسي التقليدي ، على عكس التصوير المقطعي بالإصدار البوزيتروني أو SPECT ، قياس معدلات التمثيل الغذائي. ومع ذلك ، اكتشف الباحثون الممولون من NIBIB طريقة لحقن مركبات متخصصة (الكربون المفرط الاستقطاب 13) في مرضى سرطان البروستاتا لقياس معدل التمثيل الغذائي للورم. يمكن أن توفر هذه المعلومات صورة سريعة ودقيقة عن عدوانية الورم. يمكن أن تؤدي مراقبة تطور المرض إلى تحسين التنبؤ بالمخاطر ، وهو أمر بالغ الأهمية لمرضى سرطان البروستاتا الذين غالبًا ما يتبنون نهج الانتظار والمراقبة.


ما هو الدليل على وجود ضغط انحلال الإلكترون في الأرض والكواكب الأخرى (بما في ذلك الكويكبات)؟

إذا لم يكن ضغط تنكس الإلكترون موجودًا في الكواكب ، فسوف ينهار إلى نيوترونيوم.

تفسير:

تتكون الذرة من نواة صغيرة محاطة بقذائف إلكترونية. يمنع ضغط تنكس الإلكترون تداخل غلاف الإلكترون لذرتين. هذا يرجع إلى مبدأ استبعاد باولي الذي يمنع أكثر من إلكترون واحد في نفس الحالة الكمية.

هذا هو سبب عدم وقوعك على الأرض. يتم فصل ذرات أي جسم صلب عن طريق ضغط تنكس الإلكترون.

الأشياء الوحيدة التي لا يوجد فيها ضغط تنكس الإلكترون هي النجوم النيوترونية والثقوب السوداء. إذا تم التغلب على ضغط تنكس الإلكترون عن طريق الجاذبية ، ينهار الجسم ويتم طرد الإلكترونات وتندمج النوى. تتحول البروتونات إلى نيوترونات.

يمكن أن يحدث هذا الانهيار فقط في الأجسام الضخمة للغاية. الأشياء الوحيدة المعروفة التي يمكنها التغلب على ضغط انحلال الإلكترون بسبب الانهيار هي نوى النجوم الكبيرة التي نفد الوقود النووي منها.

لذلك ، يمكننا أن نكون على يقين من أن جميع الأجسام بخلاف النجوم النيوترونية والثقوب السوداء لها ضغط تنكس إلكتروني. الكواكب والأجسام الأخرى ليست ضخمة بما يكفي لتتغلب عليها الجاذبية.


يقيس علماء الفيزياء التجريبية القوة الضعيفة بين البروتونات والنيوترونات في نواة الذرة

قام الفيزيائيون من تجربة NPDGamma في مختبر أوك ريدج الوطني التابع لوزارة الطاقة (ORNL) بقياس التفاعل الضعيف بين البروتونات والنيوترونات في نواة الذرة ، كما هو متوقع في النموذج القياسي الذي يصف الجسيمات الأولية وتفاعلاتها. تظهر النتائج في المجلة رسائل المراجعة البدنية (النسخة التمهيدية arXiv.org).

بليث وآخرون حللوا أشعة غاما المنبعثة خلال تجربة NPDGamma ووجدوا عدم تناسق ينتهك التكافؤ ، وهو تغيير محدد في السلوك في القوة بين النيوترون والبروتون. لقد قاموا بقياس 30 جزءًا في المليار من التفضيل لانبعاث أشعة جاما بشكل معاكس للدوران النيوتروني عندما يتم التقاط النيوترونات بواسطة البروتونات في الهيدروجين السائل. بعد ملاحظة أن المزيد من جاما تنخفض أكثر من الأعلى ، حلت التجربة لأول مرة مكون المرآة غير المتماثل أو سيطرة القوة الضعيفة. ائتمان الصورة: آندي سبروليس / مختبر أوك ريدج الوطني ، وزارة الطاقة الأمريكية.

تتكون البروتونات والنيوترونات من جسيمات أصغر تسمى الكواركات مرتبطة ببعضها البعض بالتفاعل القوي ، وهو أحد قوى الطبيعة الأربعة المعروفة: القوة القوية ، والكهرومغناطيسية ، والقوة الضعيفة والجاذبية.

توجد القوة الضعيفة في مسافة صغيرة داخل وبين البروتونات والنيوترونات ، حيث يحصر التفاعل القوي الكواركات في النيوترونات والبروتونات.

تربط القوة الضعيفة أيضًا الدوران المحوري واتجاه حركة الجسيمات النووية ، مما يكشف عن جوانب دقيقة لكيفية تحرك الكواركات داخل البروتونات والنيوترونات.

قال الدكتور ديفيد بومان ، قائد فريق الفيزياء النيوترونية في ORNL: "كان الهدف من تجربة NPDGamma هو عزل وقياس مكون واحد من هذا التفاعل الضعيف ، والذي ظهر كأشعة غاما التي يمكن عدها والتحقق منها بدقة إحصائية عالية".

وجهت التجربة النيوترونات الباردة نحو هدف الهيدروجين السائل.

تم تصميم الجهاز للتحكم في اتجاه الدوران للنيوترونات البطيئة الحركة ، "قلبها" من أوضاع التدوير إلى الأعلى حسب الرغبة.

عندما اصطدمت النيوترونات التي تم التلاعب بها بالهدف ، تفاعلت مع البروتونات داخل ذرات الهيدروجين السائل ، وأرسلت أشعة غاما التي تم قياسها بواسطة أجهزة استشعار خاصة.

بعد تحليل أشعة جاما ، وجد الدكتور بومان وزملاؤه عدم تناسق ينتهك التكافؤ ، وهو تغيير محدد في السلوك في القوة بين النيوترون والبروتون.

"إذا تم الحفاظ على التكافؤ ، فإن نواة تدور بالطريقة اليمنى وأخرى تدور في اليد اليسرى & # 8212 كما لو كانت صورًا معكوسة & # 8212 ستؤدي إلى عدد متساوٍ من انبعاثات جاما تنبعث إلى أسفل ،" د. بومان قال.

"ولكن ، في الواقع ، لاحظنا أن المزيد من جاما تنخفض أكثر من أن ترتفع ، مما يؤدي إلى عزل وقياس مكون المرآة غير المتماثل للقوة الضعيفة بنجاح."

أجرى الفريق التجربة عدة مرات على مدار عقدين تقريبًا ، وقاموا بحساب وتوصيف أشعة جاما وجمع البيانات من هذه الأحداث بناءً على اتجاه دوران النيوترون وعوامل أخرى.

ملأت النتائج جزءًا حيويًا من المعلومات ، ومع ذلك لا تزال هناك نظريات يجب اختبارها.

هناك نظرية للقوة الضعيفة بين الكواركات داخل البروتون والنيوترون ، لكن الطريقة التي تُترجم بها القوة الشديدة بين الكواركات إلى قوة بين البروتون والنيوترون ليست مفهومة تمامًا. قال عضو الفريق البروفيسور دبليو مايكل سنو ، من جامعة إنديانا ، "لا تزال هذه مشكلة لم يتم حلها".

قارن قياس القوة الضعيفة فيما يتعلق بالقوة الشديدة كنوع من التتبع ، على غرار المتتبع في علم الأحياء الذي يكشف عن عملية الاهتمام بنظام ما دون الإخلال به.

قال البروفيسور سنو: "يتيح لنا التفاعل الضعيف الكشف عن بعض السمات الفريدة لديناميات الكواركات داخل نواة الذرة".

D. بليث وآخرون (تعاون NPDGamma). 2018. أول ملاحظة لعدم تناسق P-odd في التقاط النيوترونات المستقطبة على الهيدروجين. فيز. القس ليت 121 (24) دوى: 10.1103 / PhysRevLett.121.242002


المراحل المتأخرة من تطور النجوم للنجوم عالية الكتلة

تعيش النجوم ذات الكتلة المنخفضة حياة سلمية نسبيًا في شيخوختها: على الرغم من أن البعض قد ينفخ بلطف في غلافها الخارجي لتشكيل سدم كوكبية جميلة ، فإن الجزء الأكبر من النجم يظل دائمًا كما هو. في النهاية ، ينتهي الأمر بالنجم كقزم أبيض كثيف ، يبرد ببطء ويخفت ويبرد ويخفت.

من ناحية أخرى ، تعيش النجوم عالية الكتلة حياة قصيرة ولكنها مثيرة ، والتي تنتهي بضجة لا أنين. المفتاح هو جوهر النجم والتفاعلات النووية التي تحدث فيه. لنلقي نظرة.

هيكل نجم عالي الكتلة

قد تتذكر أن نجمًا مثل شمسنا سوف يمر في النهاية عبر الهيدروجين الموجود في نواته ، مكونًا الهيليوم ثم يدمج الهيليوم في الكربون والأكسجين:

تدفع قوى الجاذبية على قلب النجوم عالية الكتلة الضغط ودرجة الحرارة إلى مستوى عالٍ بما يكفي لحدوث تفاعلات اندماج إضافية: يندمج الكربون والأكسجين مع نوى أخف لتكوين نيون:

ثم ردود الفعل التي يتحول فيها النيون إلى سيليكون:

وأخيرا تحول السيليكون إلى حديد:

لكن الجداول الزمنية لهذه المراحل تصبح أقصر وأقصر ، ويرجع ذلك جزئيًا إلى وجود كمية أولية أصغر من كل وقود ، وجزئيًا لأن التفاعلات تحدث في درجات حرارة أعلى وأعلى ، وبالتالي يتم الانتقال بسرعة أكبر. المراحل النهائية تسير بسرعة كبيرة بالفعل:

يمكنك الحصول على إحساس نوعي (ولكن ليس كميًا) لسرعة المراحل المتأخرة من خلال مشاهدة هذا GIF المتحرك (الذي يعطي المراحل النهائية الطريق ، الكثير من الوقت).

منحنى الطاقة الرابطة

عندما تندمج العناصر الخفيفة - مثل الهيدروجين - معًا لتكوين عناصر أثقل - مثل الهليوم - فإن النواة الناتجة يكون لها كتلة أقل من المكونات الأصلية. تتحول الكتلة "المفقودة" إلى طاقة وفقًا لمعادلة أينشتاين

ولكن اتضح أن هذه العملية هي الأكثر فعالية بالنسبة للعناصر الأخف وزناً. عندما يدمج المرء نوى أثقل وأثقل ، يصبح المردود الجزئي في الطاقة أصغر وأصغر. طريقة واحدة لإظهار ذلك مع منحنى الطاقة الملزمة .

  • إذا قمت بدمج الهيدروجين في الهيليوم ، فستحصل على الكثير من الطاقة لكل تفاعل
  • إذا قمت بدمج الهيليوم في الكربون ، تحصل على القليل من الطاقة لكل تفاعل
  • إذا قمت بدمج السيليكون في الحديد ، فستحصل على قدر ضئيل من الطاقة لكل تفاعل

الجواب - تفقد الطاقة! بدلاً من توليد الطاقة وزيادة درجة حرارة النواة النجمية ، فإن تفاعلات الاندماج التي تتضمن الحديد سوف تزيل الطاقة وتخفض درجة الحرارة.

الانهيار الأساسي والارتداد: المستعر الأعظم

إذن ماذا يحدث عندما يكون نجم ضخم قد بنى نواةً كبيرةً من الحديد؟ عندما يتم ضغط اللب الحديدي على نفسه ، فإن أي تفاعلات تحدث لا تطلق الطاقة - إنها "تمتص" الطاقة ، مما يقلل من درجة حرارة اللب.

  • يؤدي انخفاض درجة الحرارة إلى انخفاض ضغط الغاز.
  • مما يسمح للجاذبية بالسحب إلى الداخل.
  • مما يزيد من الكثافة.
  • مما يزيد من معدل التفاعلات.
  • مما يقلل درجة الحرارة.
  • إلخ.

في جزء من الثانية ، ينهار قلب النجم الغني بالحديد ، من كرة بحجم الأرض تقريبًا (نصف قطرها 6000 كم) إلى كرة نصف قطرها 50 كيلومترًا فقط أو نحو ذلك. عندما يتقلص اللب ، يتم سحق البروتونات والإلكترونات الموجودة فيه معًا لتشكيل النيوترونات. تعتبر النيوترونات جسيمات غريبة: فهي تقاوم الضغط عليها عن كثب (يمكنك البحث عن "ضغط انحلال النيوترونات" في وقت ما إذا أردت). ال الانهيار الأساسي يتوقف عندما يصل ضغط "الغاز النيوتروني" إلى مستوى حرج.

أثناء الانهيار ، يتم إطلاق التفاعلات التي تحول البروتونات والإلكترونات إلى نيوترونات أيضًا النيوترينوات. يمكن أن ينتج عن انهيار قلب نجم ضخم نبضة نيوترينوات ضخمة تحتوي على طاقة في ثانية واحدة أكثر مما تشع الشمس في مليون سنة!

في 23 شباط (فبراير) 1987 ، الساعة 07:36 بالتوقيت العالمي ، كان كاشفان للنيوترينو قيد التشغيل: أحدهما في منجم ملح بالقرب من كليفلاند ، أوهايو ، والآخر في اليابان. اكتشف كل منهم انفجارًا قصيرًا من النيوترينوات:

. لكن لم يلاحظ أحد ذلك على الفور ، لأن الدفقات كانت صغيرة ولم تبرز بشكل كبير فوق ضوضاء الخلفية العادية.

بعد عدة ساعات ، لاحظ علماء الفلك في نصف الكرة الجنوبي شيئًا مختلفًا بشأن سحابة ماجلان الكبيرة ، وهي قمر صناعي لمجرة درب التبانة تبدو وكأنها سحابة متوهجة في السماء:


ائتمان الصورة وحقوق الطبع والنشر: AURA NOAO NSF

المنطقة الموجودة داخل الصندوق عبارة عن منطقة HII كبيرة ومشرقة تسمى سديم الرتيلاء. عادة ، يبدو شيء مثل الصورة في اليسار أدناه. لكن في هذه الليلة ، 23 فبراير 1987 ، لاحظ العديد من علماء الفلك أن الأمر مختلف إلى حد ما (كما هو موضح على اليمين):

كان الضوء المرئي من الانفجار الذي وصل أخيرًا إلى الأرض. لقد استغرقت موجة الصدمة من مركز النجم عدة ساعات لتنتقل للخارج عبر الغلاف الجوي للنجم وتصل إلى الغلاف الضوئي ("السطح") ، مما يؤدي أخيرًا إلى ظهور الضوء المرئي.

نعتقد الآن أن هذا الحدث ، ودعا سوبر نوفا 1987A في سحابة ماجلان الكبرى ، عندما انهار قلب نجم ضخم فجأة. خلال الدقيقة التالية أو نحو ذلك ، سقطت الطبقات الداخلية للنجم على اللب فائق الكثافة. تسبب اصطدام هذه الطبقات بالنواة في موجة صدمية تنطلق للخارج بسرعة آلاف الكيلومترات في الثانية. اخترقت موجة الصدمة الطبقات الخارجية للنجم ، مما أدى إلى تسخينها لملايين الدرجات ودفعها للخارج بعنف. بعد عدة ساعات من انهيار اللب ، كسرت موجة الصدمة السطح ، وانفجرت الطبقات الخارجية فجأة وأصدرت أشعة سينية ، وأشعة فوق بنفسجية ، وضوء مرئي كالمجانين.

فيما يلي بعض الأفلام القصيرة التي تظهر انفجار مستعرات أعظم أخرى في مجرات بعيدة. لاحظ مدى سطوع المستعر الأعظم مقارنة بالمجرة المضيفة.

SN 1998dh في NGC 7541 (بفضل Tim K.)

SN 1998S في NGC 3877 (بفضل Pedro Re ')

لبضعة أسابيع ، يمكن للمستعر الأعظم أن يتفوق على مجرة ​​بأكملها ومئات المليارات من النجوم. ومع ذلك ، عندما تشع القشرة المتوسعة للغاز طاقتها ، فإنها تبدأ في التبريد. يتلاشى المستعر الأعظم تدريجيًا ، ويخفت إلى حوالي 1٪ من ذروة شدته بعد ثلاثة أو أربعة أشهر.

مع مرور السنين ، تصبح قشرة الغاز المقذوف أكثر برودة وبرودة ، وأقل شدة وخفوتًا - ولكنها أيضًا أكبر وأكبر. في عام 1993 ، انفجر سوبرنوفا في المجرة القريبة M81:

تمكن علماء الفلك الراديوي من مشاهدة قشرة الغاز تتوسع مع مرور الوقت بعد انفجارها عن النجم:

في مجرتنا ، يمكننا أن ننظر إلى بقايا مستعر أعظم انفجر في عام 1054: سديم السرطان. تكشف الصور التي التقطت في عامي 1973 و 2000 عن التوسع المستمر للغاز.

بعد عشرات الآلاف من السنين ، تبدأ المادة المقذوفة في الاندماج مع الوسط النجمي العام.

ستثري السحب الأخرى بالعناصر الثقيلة التي كانت ذات يوم عميقة داخل النجم الداخلي ، مثل الكربون والأكسجين والبوتاسيوم والكالسيوم والحديد. إن الذرات ذاتها التي يتكون منها جسمك قد انفجرت في الفضاء في مستعر أعظم.

للمزيد من المعلومات

  • يصف منحنى الطاقة الملزمة لجون ماكفي التفاعلات النووية من وجهة نظر مصمم قنبلة. مكتبة RIT لديها نسخة.
  • معلومات عن النيوترينوات من SN 1987A
  • تحتوي صفحات المستعر الأعظم بيدرو ري على العديد والعديد من صور المستعرات الأعظمية الحديثة والعديد من صور GIF المتحركة.
  • يعد موقع المستعر الأعظم Dave Bishop أحد أفضل المصادر للحصول على معلومات مفصلة عن المستعرات الأعظمية الحديثة.
  • تحتوي صفحة الرسوم المتحركة في مرصد شاندرا على أفلام تعرض محاكاة لانفجارات المستعر الأعظم وملاحظات حقيقية لبقايا المستعرات الأعظمية.
  • لقد صنعت منحنيات ضوئية دقيقة لبعض المستعرات الأعظمية عندما كنت باحثًا في مرحلة ما بعد الدكتوراة. تنهد. الأيام الخوالي :-)

حقوق النشر والنسخ مايكل ريتشموند. هذا العمل مرخص بموجب رخصة المشاع الإبداعي.


الاختلافات في المستعرات الأعظمية من النوع الثاني

يتم تصنيف المستعرات الأعظمية من النوع الثاني بناءً على منحنيات الضوء الخاصة بهم ، كما هو مفصل أدناه. ومع ذلك ، هناك العديد من الخصائص التي تم تحديد ارتباطها باختلاف المستعر الأعظم الذي سيخضعون له.

مستعر أعظم من النوع II-p من المتوقع أن تحدث من النجوم التي تصل كتلتها إلى حوالي 90 ضعف كتلة الشمس ولها نسبة معدنية عالية.

المستعرات الأعظمية من النوع II-L من المتوقع أن تحدث من نجوم حول الكتلة السابقة ، ولكن مع معدنية أقل.

المستعرات الأعظمية من النوع II-n هي مستعرات أعظم ذات خطوط هيدروجين ضيقة في أطياف انبعاثها.


تدابير الانحلال من البروتونات؟ - الفلك

تم تعلم الكثير عن سماء أشعة جاما TeV على مدى العقدين الماضيين. في ما يلي ، سوف نركز على التقدم الذي تم إحرازه مؤخرًا في عدد قليل من الموضوعات المختارة. تهدف هذه المقالة إلى توفير تحديث لمراجعة سابقة (Cui 2006).

لا تزال الآلية الدقيقة لإنتاج فوتونات TeV المكتشفة في بيئة فلكية غير مفهومة تمامًا. على الأرجح يختلف من فئة من المصادر إلى أخرى ، أو حتى من مصدر إلى آخر في نفس الفئة. تنقسم السيناريوهات النظرية المقترحة إلى فئتين عريضتين ، نماذج ليبتونية ونماذج هادرونيك ، على الرغم من طرح سيناريوهات هجينة أيضًا. تختلف النماذج بشكل أساسي في الطبيعة الفيزيائية للجسيمات الباعثة لأشعة غاما. على الرغم من أن التفاصيل تختلف باختلاف فئات المصادر ، إلا أن الميزات العامة متشابهة تمامًا.

في النماذج اللبتونية ، تُعزى أشعة جاما TeV إلى تشتت كومبتون العكسي للفوتونات منخفضة الطاقة بواسطة الإلكترونات غير الحرارية النسبية (أو البوزيترونات). قد تنشأ مصادر فوتونات البذور من إشعاع السنكروترون من اللبتونات نفسها (على سبيل المثال ، السنكروترون الذاتي كومبتون ، أو SSC للاختصار) ، أو من مجالات الإشعاع الخارجية المرتبطة ، على سبيل المثال ، قرص التراكم ، وإكليل القرص ، والنجم المصاحب ، والخط العريض المنطقة ، أو الطارة المغبرة ، أو من إشعاع الخلفية الكونية ، أو مزيج من هذه. في النماذج الهادرونيك ، يُعتقد أن انبعاث أشعة غاما TeV مرتبط بتحلل 0 ، والذي قد ينتج في ص أو ص التفاعلات ، أو حتى مع إشعاع السنكروترون من البروتونات فائقة النسبية في مجال مغناطيسي قوي في بعض الحالات. في الواقع ، من الممكن تمامًا أن تكون كل من العمليات اللبتونية والهادرونيك قيد التشغيل ، مما يعطي السيناريوهات الهجينة ، ولكن ليس بالضرورة المساهمة بالتساوي في انبعاث أشعة جاما المرصودة.

السؤال ذو الصلة يتعلق بتسارع الجسيمات في البيئات الفلكية ، وهو أمر أقل فهمًا. غالبًا ما يُفترض أن الصدمات القوية هي المسؤولة ، عبر آلية فيرمي من الدرجة الأولى. قدم هذا أساسًا نظريًا للبحث عن أشعة جاما GeV-TeV من مصادر معروفة بإنتاج صدمات قوية. النهج ناجح إلى حد ما في الممارسة. يتم تحديد توزيع الطاقة الطيفية للحالة المستقرة للجسيمات المتسارعة من خلال توازن النطاقات الزمنية المتعلقة بعمليات التسريع والتدفئة والتبريد. ومع ذلك ، بالنسبة للمصادر المتغيرة بسرعة ، قد تصبح التأثيرات غير المتوازنة مهمة جدًا في دراسة ، على سبيل المثال ، التباين الطيفي. يجب إجراء العمليات الحسابية المعتمدة على الوقت في مثل هذه الحالات.

كانت النوى المجرية النشطة (AGNs) من بين المصادر الأولى التي تم اكتشافها في طاقات TeV وظلت أكبر مجموعة مصدر لعلم فلك أشعة غاما TeV. في البداية ، تم العثور على AGNs الباعثة لأشعة غاما من TeV حصريًا في كائنات BL Lac عند انزياحات حمراء منخفضة نسبيًا. مع عتبات الطاقة المنخفضة والحساسيات الأفضل التي يوفرها الجيل الجديد من مراصد أشعة جاما الأرضية ، تم إحراز تقدم كبير في السنوات الأخيرة على ثلاث جبهات: (1) تحسين جودة البيانات متعددة الأطوال الموجية على عدد قليل من بلازارات TeV الساطعة للحصول على تفاصيل تفصيلية دراسات (2) الكشف عن الكوازارات الراديوية ذات الطيف المسطح التي يبلغ إنتاجها لأشعة غاما ذروتها عند طاقات أقل من أجسام BL Lac و (3) اكتشاف النوى المجرية النشطة عند انزياح أحمر أعلى.

تنتمي كائنات BL Lac والكوازارات الراديوية ذات الطيف المسطح إلى فئة فرعية من النوى المجرية النشطة ، والتي تُعرف باسم البلازارات. من المعروف أن البلازارات متغيرة للغاية عبر الطيف الكهرومغناطيسي بأكمله تقريبًا ، مما ينتج عنه توهجات مدتها قصيرة تصل إلى بضع دقائق أو نوبات مدتها عدة أشهر. هذا ، إلى جانب الطبيعة غير الحرارية لانبعاثاتها ، يعني ضمناً أن الفوتونات من البلازارات تنشأ على الأرجح في النفاثات الموجهة نحونا تقريبًا (Urry & amp Padovani 1995). هذا الانبعاث النفاث ، المعزز بالدوبلر في الكثافة وكذلك في الطاقة ، يهيمن على الإشعاع من جميع المصادر الأخرى (على سبيل المثال ، تدفقات التراكم). لذلك ، تعد البلازارات مختبرات ممتازة لدراسة العمليات الفيزيائية في نفاثات النوى المجرية النشطة (أو ربما أنظمة الثقب الأسود بشكل عام). لم يتم تحديد جميع البلازارات باعتبارها بواعث أشعة جاما TeV. تلك التي تظهر دائمًا توزيعًا طيفيًا مزدوج الذروة مميزًا (SED) ، مع وجود أحد القمم عند طاقات keV والآخر عند طاقات TeV (انظر الشكل 3 على سبيل المثال). يُنظر إلى القمتين على التحول بطريقة مترابطة أثناء التوهج الكبير (أو الانفجار). علاوة على ذلك ، يميل كل من أطياف الأشعة السينية وأشعة جاما للبلازار إلى أن يصبح مسطحًا كلما سطع المصدر.

تم اقتراح نماذج مختلفة لحساب النطاق العريض SED لأشجار أشعة غاما TeV. ينسب كل من نموذجي leptonic و hadronic ذروة SED منخفضة الطاقة إلى الإشعاع السنكروتروني من الإلكترونات النسبية (والبوزيترونات) في النفاثات ، لكنهما يختلفان في أصل ذروة الطاقة الأعلى. تستدعي النماذج اللبتونية عملية IC لشرح انبعاث أشعة غاما من البلازارات. قد تكون فوتونات البذور هي فوتونات السنكروترون المنبعثة من نفس الإلكترونات (على سبيل المثال ، Maraschi et al. 1992 Bloom & amp Marscher 1996) أو تنشأ من مصادر خارجية للطائرة النفاثة (على سبيل المثال ، Dermer et al. 1992 Sikora et al. 1994). يتم تحفيز هذه النماذج بقوة من خلال الارتباط الظاهر بين متغيرات الأشعة السينية و TeV ، وكذلك شكل SEDs المقاسة. ومع ذلك ، فإن النماذج المتجانسة البسيطة (وبالتالي شائعة الاستخدام) تتعرض لتحدي متزايد من خلال الملاحظات. على سبيل المثال ، من الواضح تمامًا الآن أن نماذج SSC ذات المنطقة الواحدة لا يمكن أن تفسر SEDs ذات النطاق العريض المقاسة لأشعة غاما أشعة غاما من المؤكد تقريبًا أن هناك حاجة إلى المزيد من "المناطق" لشرح البث الراديوي والبصري (انظر ، على سبيل المثال ، الشكل 3). ). أيضًا ، مع تحسن جودة البيانات متعددة الأطوال الموجية ، أصبح من الواضح أن ارتباط الأشعة السينية وأشعة جاما فضفاض إلى حد ما (Bazejowski وآخرون 2005 Horan وآخرون 2009) أو حتى غائب في بعض الحالات (Acciari et al. 2009 ب). ربما يأتي التحدي الأكثر خطورة من اكتشاف مشاعل أشعة غاما TeV التي ليس لها نظائر في طاقات الأشعة السينية أو يتم تعويضها بشكل كبير في الوقت المناسب عن نظيراتها في الأشعة السينية (Krawczynski et al. 2004 Bazejowski et al.2005) . يُشار أحيانًا إلى الأخيرة باسم "مشاعل TeV اليتيمة" ، على الرغم من أنها قد لا تكون أيتامًا حقًا (انظر المناقشة في Bazejowski وآخرون 2005). تم اقتراح نماذج غير متجانسة (على سبيل المثال ، Ghisellini et al.2005). يبقى أن نرى ما إذا كان بإمكانهم تفسير جميع الخصائص المرصودة لبلازارات TeV.

عمليات الهادرونيك أكثر تعقيدًا. يمكن أن تتضمن سلسلة يسببها البروتون (Mannheim & amp Biermann 1992) أو ص تصادمات (Dar & amp Laor 1997 Beall & amp Bednarek 1999 Pohl & amp Schlickeiser 2000) ، ولكن كل ذلك يتلخص في 0 تحلل لإنتاج أشعة جاما (مع إمكانية مساهمة اللبتونات النسبية عبر عملية IC). بالنسبة إلى تيارات أشعة جاما ، فقد قيل أن صفر انحلال قد لا يكون مهمًا بدلاً من ذلك ، فإن الإشعاع السنكروتروني من البروتونات فائقة النسبية في مجال مغناطيسي قوي هو المسؤول عن فوتونات TeV المرصودة من البلازارات (Aharonian 2000 M & # 252cke وآخرون 2003). نماذج هادرونيك قادرة أيضًا على وصف SEDs ذات النطاق العريض للبلازارات (Aharonian et al. 2005f) ، ومن حيث المبدأ ، شرح الارتباط keV-TeV ، إذا كانت كمية ملحوظة من انبعاث الأشعة السينية تأتي من إشعاع السنكروترون من ثانوي اللبتونات (التي تنشأ في اضمحلال البيونات المشحونة). هناك قدر كبير من المرونة في هذه الحالة ، لأن الإلكترونات الأولية المتسارعة قد تساهم أيضًا في نطاق الأشعة السينية بطريقة مهمة. قد يفسر هذا التشتت في ارتباط keV-TeV. ومع ذلك ، مثل نماذج leptonic ، تواجه نماذج hadronic أيضًا تحديات ، على سبيل المثال ، شرح مشاعل أشعة غاما TeV "اليتيمة".

في محاولة لتفسير توهجات أشعة جاما "اليتيمية" ، استدعى B & # 246ttcher (2005) سيناريو تلعب فيه كل من الإلكترونات النسبية والبروتونات دورًا مهمًا في إنتاج أشعة جاما. في هذه الحالة ، يحدث توهج أشعة جاما "اليتيم" بسبب النسبية البروتونات في النفاثات التي تتفاعل مع الفوتونات السنكروترونية المنعكسة خارجيًا والمرتبطة مع توهج سابق للأشعة السينية / TeV ، والذي يرتبط في حد ذاته بالنسبية الإلكترونات (أي السنكروترون + SSC) في الطائرات. يُعزى عدم وجود إشارة IC المتوقعة من التفاعل بين الإلكترونات النسبية في النفاثات والفوتونات المنعكسة خارجيًا إلى تأثيرات Klein-Nishina. يبدو أن الفاصل الزمني بين توهج الأشعة السينية الأساسي / توهج TeV والتوهج "اليتيم" في 1ES 1959 + 650 متسقًا مع انتشار فوتونات السنكروترون من التوهج الأساسي (إلى بعض السحابة الخارجية والعودة إلى النفاثات) ، مع معلمات النموذج المختار.

يتمثل أحد الأساليب الواعدة والمستقلة نسبيًا عن النموذج في التمييز بين النماذج في دراسة تنوع بلازارات أشعة جاما TeV على نطاقات زمنية قصيرة جدًا (& lt 1 ساعة). شوهد هذا التباين السريع لأول مرة في Mrk 421 عند طاقات TeV في شكل توهج مذهل (Gaidos et al. 1996). كما لوحظت مشاعل مماثلة في وقت لاحق في طاقات keV (Cui 2004). في الواقع ، كشفت بيانات الأشعة السينية عالية الجودة عن الطبيعة الهرمية لظاهرة الاحتراق. كما هو موضح في الشكل 4 ، تُرى مشاعل الأشعة السينية على نطاق واسع من المقاييس الزمنية. بالمقارنة مع Mrk 501 ، يبدو أنه كلما حدث الحرق بشكل متكرر على مقياس زمني واحد ، زاد تكرار حدوثه على مقاييس زمنية أخرى (Xue & amp Cui 2005). في الآونة الأخيرة ، لوحظ تباين أشعة غاما TeV على مقياس زمني للدقائق في PKS 2155-304 (Aharonian et al. 2007b) و Mrk 501 (Albert et al. 2007). على أسس فيزيائية عامة ، من الصعب جدًا (إن أمكن) توهجات أشعة غاما الكهربية الدقيقة هذه (إذا كان ذلك ممكنًا) أن يتم استيعابها بواسطة آلية البروتون-السنكروترون - سيكون هناك حاجة إلى مجال مغناطيسي كبير بشكل غير معقول لمطابقة وقت تبريد السنكروترون للبروتونات إلى النطاق الزمني المتغير الملحوظ.

تمثل مشاعل أشعة جاما ذات النطاق الدقيق تحديًا للنماذج اللبتونية أيضًا. على سبيل المثال ، لا يشير توهج TeV المرصود من PKS 2155-304 إلى منطقة انبعاث مضغوطة للغاية (يمكن مقارنتها بنصف قطر Schwarzschild البالغ 10 9 م الثقب الأسود!) لكنه يفرض أ أدنى حد عامل دوبلر للحركة السائبة (& gt 100) ، وهو كبير بشكل غير مريح (يعتمد على التوزيعات المشتقة من الملاحظات الراديوية). يمكن تخفيف المشكلة عن طريق إدخال ميزات إضافية للنماذج ، مثل التباطؤ الإشعاعي للطائرات (Levinson 2007). من ناحية أخرى ، قد يجادل عامل دوبلر كبير لصالح عمليات IC الخارجية (Begelman et al.2008). يوفر التعقيد الإضافي "مساحة أكبر للمناورة" في تطبيق النماذج على البيانات. تساعد نمذجة SED المتزامنة في توفير قيود إضافية ولكن الكثير من الانحطاط يميل إلى البقاء. يمكن تحسين الوضع من خلال الحصول على عينة كبيرة بما فيه الكفاية من التوهجات السريعة التي يتم رؤيتها عند طاقات keV و TeV. ظل هذا يمثل تحديًا للمراقبة ، لأنه يتطلب مراقبة مخصصة في نطاقي الموجات ، بالإضافة إلى الكثير من التوفيق!

من الناحية النظرية ، فإن الآلية الدقيقة التي تسبب الاشتعال في البلازارات ليست مفهومة بعد. يمكن أن تكون التوهجات مرتبطة في النهاية بالصدمات الداخلية في النفاثات (Rees 1978 Spada et al. 2001) ، أو بالقذف الرئيسي لمكونات جديدة من البلازما النسبية في النفاثة (على سبيل المثال ، B & # 246ttcher et al. 1997 Mastichiadis & amp Kirk 1997) ، أو لأحداث إعادة الاتصال المغناطيسي (مثل التوهجات الشمسية Lyutikov 2003). من المحتمل أن تعكس سعة ومدة التوهجات الطاقة والجداول الزمنية الفيزيائية المشاركة في العمليات. من المعروف أن SED الخاص ببلازار أشعة جاما TeV يتطور بشكل ملحوظ خلال فورة كبيرة (أو توهج لمدة أسابيع إلى شهور). تميل كل من أطياف الأشعة السينية وأشعة جاما إلى التسطح مع سطوع المصدر (على سبيل المثال ، Xue وآخرون. 2006 Krennrich et al. 2002 ، انظر ، مع ذلك ، Acciari et al. 2009b). لقد ثبت أن التباين الطيفي للأشعة السينية المرصود يتطلب تغييرًا في العديد من المعلمات الفيزيائية الرئيسية (Xue وآخرون. 2006) ، بما في ذلك إجمالي الطاقة والمؤشر الطيفي وعامل لورنتز الأقصى للإلكترونات المنبعثة من السنكروترون ، وكذلك المجال المغناطيسي ، على عكس أي متغير واحد (كما جادل Konopelko وآخرون. 2003).

في الوقت الحاضر ، لا تزال النماذج المقترحة للبلازارات في مرحلة افتراض توزيع طيفي للطاقة للجسيمات المشعة. عادة لا يتم إجراء معالجة مفصلة لتسريع الجسيمات. من الممارسات الشائعة اعتماد قانون طاقة بسيط لتوزيع الجسيمات ، على الرغم من أن المعالجة الأكثر تعقيدًا ، مع مراعاة التوازن بين تسريع الجسيمات وتسخينها وتبريدها ، تؤدي إلى توزيعات أكثر تعقيدًا. من حيث المبدأ ، يفرض طيف أشعة جاما المرصود من البلازارات قيودًا على عملية تسريع الجسيمات في سيناريوهات ليبتون أو سيناريوهات هادرونيك. تحقيقا لهذه الغاية ، كانت المفاجأة الأخيرة صعبة بشكل غير عادي حقيقي طيف أشعة جاما من البلازارات عند انزياحات حمراء معتدلة. للحصول على الطيف الجوهري ، يجب على المرء أن يصحح آثار امتصاص أشعة غاما بسبب انتشار إشعاع الخلفية تحت الحمراء (انظر القسم 2.2). حتى بالنسبة لأدنى امتصاص ممكن ، وجد أن طيف أشعة جاما الجوهري ، على سبيل المثال ، 1ES 1101-232 صعب للغاية (Aharonian et al. 2006e). قد يكون لهذا تأثير عميق على فهمنا لتسارع الجسيمات في نفاثات النوى المجرية النشطة.

حتى وقت قريب جدًا ، كانت كائنات BL Lac تمثل النوع الوحيد من النوى المجرية النشطة التي يُنظر إليها على أنها تصدر أشعة غاما TeV. مع اكتشاف 3C 279 (Errando et al.2008) ، برزت الكوازارات الراديوية ذات الطيف المسطح كمصدر قابل للتطبيق لعلم فلك أشعة غاما TeV. لا يقل أهمية عن اكتشاف كائنات BL Lac ، مثل W Comae و 3 C 66A ، و (Acciari et al. 2008a ، 2009a) ، التي تقع قممها SED بين كائنات TeV BL Lac التقليدية وكوازارات الطيف الراديوي المسطحة ، مثل تبدأ الملاحظة لتغطية السلسلة الكاملة لظاهرة بلازار.

النوى المجرية النشطة الوحيدة التي تم اكتشافها في طاقات TeV وليست بلازار هي M 87 (Aharonian et al. 2003 Acciari et al. 2008b Albert et al. 2008a) و Cen A (Aharonian et al. 2009). كلا المصدرين مصنفان على أنهما مجرة ​​راديو FR I. لبعض الوقت ، يُعتقد أن M 87 مصدر للجسيمات فائقة الطاقة (Ginsburg & amp Syrovatskii 1964. بهذا المعنى ، فإن اكتشاف M 87 في طاقات TeV ليس مفاجأة كاملة. كما في حالة البلازارات ، تم أيضًا تصميم انبعاث أشعة غاما TeV من M 87 في كل من السيناريوهات leptonic و hadronic. في النموذج leptonic ، يُنظر إلى M 87 ببساطة على أنه "blazar غير محاذي" (Bai & amp Lee 2001) ، مع TeV أشعة جاما الناشئة عن عملية IC.

في الآونة الأخيرة ، شوهد M 87 متغيرًا على مقياس زمني للأيام عند طاقات TeV (Aharonian et al. 2006h) ، مما يشير إلى منطقة مضغوطة جدًا لإنتاج أشعة جاما في المنطقة المجاورة مباشرة للثقب الأسود. يبدو أن النقطة الساخنة المفضلة سابقًا HST-1 (على سبيل المثال ، Stawarz et al. 2006) قد تم استبعادها من خلال تباين أشعة جاما المرصود. دفعت قيود التباين الجديدة إلى تطوير نماذج لبتونية أكثر تعقيدًا (Lenain et al. 2008 Tavecchio & amp Ghisellini

استشهد تافيكيو 08). بدلاً من ذلك ، تنسب نماذج هادرونيك أشعة جاما إلى إشعاع السنكروترون من البروتونات (Protheroe et al.2003). لم يتم فحص مثل هذه النماذج من خلال الملاحظات بقدر ما تم فحص النماذج اللبتونية.

من نواح كثيرة ، فإن Cen A تشبه M 87 ، لذلك قد تعمل نفس العمليات الفيزيائية أيضًا في هذا المصدر. نظرًا لكونها أقرب مجرة ​​نشطة معروفة ، يمكن حل هياكلها الداخلية للنفاثات باستخدام الجيل التالي من تجارب أشعة جاما ، وبالتالي قد توفر مختبرًا ممتازًا لدراسة تسارع الجسيمات في الجوار المباشر للثقوب السوداء.

سديم السرطان هو أول سديم نجمي للرياح (PWN) يتم اكتشافه في طاقات TeV.لا يزال انبعاث أشعة غاما TeV بدون حل مكانيًا ، على الرغم من أن الجزء الأكبر من الانبعاثات يرتبط بوضوح بالرياح النابضة. في الآونة الأخيرة فقط ، أبلغ تعاون MAGIC عن اكتشاف أشعة غاما من النجم النابض نفسه ، بمساعدة مخطط إطلاق خاص (Aliu et al.2008). هذه نتيجة مهمة للغاية ، لأنها قد تلقي الكثير من الضوء على مسألة إنتاج أشعة غاما في النجوم النابضة ، والتي كانت جدلًا طويلًا ومكثفًا منذ اكتشاف النجوم النابضة بواسطة EGRET.

يُعتقد منذ فترة طويلة أن النجوم النابضة هي مصدر لإلكترونات الأشعة الكونية في المجرة ، لذا فإن رؤية أشعة جاما منها ليست مفاجأة في حد ذاتها. من ناحية أخرى ، فإن احتمال استخدام أشعة جاما لدراسة تسارع الجسيمات والعمليات الإشعاعية في بيئة النجم النيوتروني مثير للغاية. الآن بعد أن النتائج الأولى من فيرمي يبدو أن النجوم النابضة تستبعد أصل أشعة جاما بالقرب من الغطاء القطبي للنجوم النيوترونية ، على الأقل بالنسبة لبعض النجوم النابضة (Abdo et al. 2009a) ، هناك أمل أكبر في رؤية نجوم نابضة إضافية في طاقات TeV.

المصدر الأول الذي يُظهر انبعاث أشعة غاما الممتد من TeV هو RX J1713.7-3946 (Aharonian et al. 2004a) ، بقايا مستعر أعظم من نوع الصدفة (SNR). لقد أدت صورة أشعة جاما الرائعة التي تم الحصول عليها من المصدر (كما هو موضح في الشكل 5) ، من وجهة نظرنا ، إلى رفع المجال حقًا إلى مستوى جديد. لأول مرة ، يتم التصوير بدقة قوسية في طاقات TeV. لم يؤد ذلك إلى تمكين الدراسات المورفولوجية لانبعاثات أشعة جاما الممتدة عبر نطاقات موجية متعددة فحسب ، بل إنه مهم أيضًا لتحديد مجموعات المصادر الجديدة عبر النطاقات. لوضع الأمور في المستقبل ، ظلت طبيعة انفجارات أشعة جاما (GRBs) بعيدة المنال حتى وصل تصوير الأشعة السينية الخاصة بهم إلى دقة قوس دقيقة مع بيبوساكس. زاد عدد إشعاع غاما TeV المنبعث من PWNe و SNRs بسرعة في السنوات الخمس الماضية. هم السكان المهيمنون بين مصادر أشعة جاما المجرة TeV.

أثار اكتشاف انبعاث أشعة غاما TeV من SNRs الصعداء للكثيرين في هذا المجال ، لأنه من المسلم به تقريبًا أنها المصدر الرئيسي للأشعة الكونية المجرية. ومع ذلك ، لا يزال هناك نقص في الدليل المباشر لربط أشعة غاما المرصودة بعمليات هادرونيك ، لأن انبعاثات أشعة غاما المرصودة يمكن استيعابها من خلال سيناريوهات لبتونية وهادونية (ليس بدون مشاكل في كلتا الحالتين). في النماذج اللبتونية ، يُعتقد أن فوتونات TeV تنتج في تشتت IC لفوتونات CMB بشكل أساسي بواسطة إلكترونات نسبية يتم تسريعها بصدمة قوية عند الحافة الخارجية لـ SNR (على سبيل المثال ، Aharonian et al. 2006b ، 2005a Brogan et al. 2005) ، على الرغم من أنه قد تكون هناك حاجة إلى مصادر أخرى لفوتونات البذور (مثل ضوء النجوم) في بعض الحالات لحساب النطاق العريض SED المرصود. بالنسبة إلى RX J1713.7-3946 ، يمكن للنماذج اللبتونية أن تشرح بشكل طبيعي المصادفة المكانية المرصودة بين مناطق انبعاث الأشعة السينية و TeV ، حيث تُنسب فوتونات الأشعة السينية إلى الإشعاع السنكروتروني من نفس الإلكترونات. من الناحية الكمية ، ومع ذلك ، فإن مجال مغناطيسي منخفض (ب & lt 15 مو جي) في الغلاف لحساب SED المرصود (Aharonian et al. 2006b) ، والذي يبدو أنه يتعارض مع تباين الأشعة السينية المرتبط بالصدفة على مقياس زمني يبلغ حوالي عام (Uchiyama et al. 2007).

من ناحية أخرى ، يمكن أيضًا تفسير انبعاث TeV المرصود من SNRs على أنه نتاج اضمحلال البيونات المحايدة التي يتم إنتاجها في التصادم بين البروتونات النسبية والوسط المحيط (Aharonian et al. 2006b). في هذه الحالة ، يتمثل التحدي في حساب الارتباط المكاني المرصود للأشعة السينية / TeV. يمكن للمرء إما أن ينسب الأشعة السينية إلى الإشعاع السنكروتروني من متسارع تستدعي الإلكترونات التعزيز المترابط للمجال المغناطيسي وكثافة الوسط المحيط (أهارونيان وآخرون 2006 ب). في الوقت الحاضر ، من العدل أن نقول إنه لا يوجد دليل قاطع على تسارع البروتونات في SNRs. ومما يثير القلق إلى حد ما ، أن هذا لا يرجع إلى عدم كفاية جودة بيانات أشعة جاما. على سبيل المثال ، طيف أشعة جاما لـ RX J1713.7-3946 ذو جودة عالية على مدى ثلاثة عقود في الطاقة ، من حوالي 0.1 تيرا إلكترون فولت إلى ما يقرب من 100 تيرا إلكترون فولت (Aharonian et al. 2007a)! في هذه الحالة بالذات ، يبدو أن الملاحظات متعددة الأطوال الموجية تفضل الأصل الهادرونيك (Tanaka et al. 2008) ، لأنها توفر ملاءمة أكثر معقولية لـ SED ويمكنها أيضًا تفسير تنوع الأشعة السينية على نطاق العام.

بالنسبة إلى PWNe ، من المرجح أن تكون السيناريوهات اللبتونية ، كما تدعمها الأشكال المشابهة في طاقات keV و TeV. يرتبط انبعاث الأشعة السينية بإشعاع السنكروترون من الإلكترونات النسبية ، بينما يتم إنتاج أشعة جاما TeV عبر عمليات IC ، مع فوتونات البذور التي تأتي أساسًا من CMB (على سبيل المثال ، Aharonian et al. 2005b ، 2005d ، 2006a ، 2006f). ومن المثير للاهتمام ، مع ذلك ، أن هناك أيضًا حالات يوجد فيها القليل من المراسلات المورفولوجية بين صور أشعة جاما والأشعة السينية من TeV. يوضح الشكل 6 مثل هذا المثال. تم إجراء الاتصال بين HESS J1825-137 و PWN المرتبط بـ PSR B1823-13 بناءً على توزيعات غير متماثلة مماثلة في طاقات TeV و keV تقريبًا على طول الاتجاه الشمالي الجنوبي (Aharonian et al. 2005d). ومع ذلك ، فإن انبعاث أشعة غاما يمتد أكثر بكثير من انبعاث الأشعة السينية ، ويتم إزاحة الاثنين بشكل كبير عن بعضهما البعض. لقد أضاف هذا عدم اليقين إلى تحديد عدد قليل من مصادر أشعة جاما TeV الموجودة بالقرب من النجوم النابضة (وبالتالي قد تكون مرتبطة بـ PWNe على سبيل المثال ، Cui & amp Konopelko 2007 Chang et al. 2008). تم اقتراح أسباب معقولة للاختلافات المورفولوجية (Aharonian et al. 2005d). نعتقد أن التحدي هو أن نشرح ، بطريقة طبيعية ، سبب عدم عمل العمليات (على سبيل المثال ، الانتشار خارج حدود PWN) في الأنظمة التي تتطابق فيها صور الأشعة السينية وأشعة جاما بشكل جيد.

من منظور تاريخي ، لعبت ثنائيات الأشعة السينية دورًا مهمًا في تطوير علم فلك أشعة غاما TeV. هم من بين المصادر الأولى التي قيل إنها بواعث أشعة غاما TeV في السبعينيات والثمانينيات. ساعد التفاعل المتسلسل الذي تغذيه مثل هذه الادعاءات في توليد الزخم والحفاظ عليه لتطوير تجارب أكثر تطوراً وتقنيات تحليل البيانات ، مما أدى في النهاية إلى إنشاء حقل مثير ونجاحه. ومع ذلك ، فمن المثير للسخرية أنه لم يتم اعتبار أي من الاكتشافات المبكرة المزعومة لثنائيات الأشعة السينية موثوقًا به ، لأن المصادر لم تتم رؤيتها في التجارب الجديدة والأكثر حساسية على مدار العقدين الماضيين أو نحو ذلك. في حين أنه يمكن للمرء دائمًا أن يستدعي ظواهر عابرة تحدث مرة واحدة في العمر لتفسير عدم الاكتشافات الحديثة ، يبدو أنه من قبيل المصادفة أن يتعاون مجتمع المصدر ككل بهذه الطريقة!

لم يتم الإبلاغ عن أول اكتشاف موثوق به لثنائي الأشعة السينية (PSR B1259-63) إلا قبل عدة سنوات (Aharonian et al. 2005e). يتكون المصدر من نجم نابض لاسلكي يبلغ 48 مللي ثانية ونجم Be في مدار شديد الانحراف (مع فترة

3.4 سنوات). من المعروف أن النجوم تكون دوارات سريعة تنتج رياحًا استوائية كثيفة. عندما يمر النجم النيوتروني عبر الريح ، يُعتقد أن التراكم المعزز على النجم النيوتروني (بسبب التقاط الرياح) مسؤول عن الأنشطة التي شوهدت سابقًا في نطاقات الأشعة السينية وأشعة غاما اللينة. علاوة على ذلك ، يمكن أن يؤدي الاصطدام بين الرياح النجمية والرياح النجمية إلى تكوين صدمة قوية ، والتي لا تختلف جوهريًا عن تكوين PWN ، على الرغم من أن ديناميكيات الرياح في النظام الثنائي تختلف بالتأكيد عن تلك الموجودة حول نجم نيوتروني معزول.

قد تنشأ أشعة غاما TeV المرصودة في الإلكترونات النسبية التي يتم تسريعها بواسطة الصدمة عبر عملية IC. في هذه الحالة ، من المحتمل أن تكون فوتونات البذرة تحت سيطرة إشعاع من نجم Be. بالنظر إلى ذلك ، يمكن للمرء أن يتوقع تعديلًا قويًا في المدار لانبعاث أشعة غاما TeV ، والذي يبدو أنه موجود. أيضًا ، يُنظر إلى انبعاث أشعة غاما TeV يتباين بشكل كبير على مدار المدار ، كما هو موضح في الشكل 7. ومن المثير للاهتمام ملاحظة أن انبعاث TeV يبدو في حالة هدوء عند مرور الحضيض. بشكل عام ، لا يتوافق منحنى الضوء المرصود مع سيناريوهات IC البسيطة (Aharonian et al. 2005e). لم يتم إجراء نمذجة هادرونيك مفصلة. نظرًا لوجود قرص رياح كثيف حول نجم Be ، فإن ص قد تكون العملية فعالة للغاية هنا ، وتنتج بيونات محايدة ، والتي تتحلل بعد ذلك لإنتاج أشعة جاما المكتشفة (Kawachi et al. 2004).

خلال مسحه للمنطقة المركزية المجرة ، اكتشف HESS ثنائيًا آخر للأشعة السينية ، LS 5039 (Aharonian et al. 2005g]). برز المصدر باعتباره المصدر الوحيد الشبيه بالنقطة الذي تم اكتشافه في الاستطلاع. إنه على بعد حوالي 1 & # 176 فقط من HESS J1825-137 (PWN محتمل) ، مما يوضح مرة أخرى ضرورة التصوير عالي الدقة لمثل هذا الاكتشاف. تم تحديد LS 5039 في الأصل بواسطة Motch et al. (1997) باستخدام بيانات ROSAT كنظام ثنائي عالي الكتلة للأشعة السينية (HMXB) ، مع رفيق مضيء O7V (f) على مسافة 3 kpc. تم اكتشاف الانبعاث الراديوي غير الحراري بواسطة Mart & # 237 et al. (1998) باستخدام المصفوفة الكبيرة جدًا (VLA). ملاحظات RXTE التي أجراها Rib & # 243 et al. (1999) طيفًا صلبًا للأشعة السينية يمتد حتى 30 كيلو فولت ، والذي يمكن تركيبه بشكل مرضٍ مع قانون الطاقة (بالإضافة إلى خط حديدي قوي متمركز عند 6.6 كيلو فولت). ملاحظات قياس التداخل الراديوي باستخدام صفيف خط الأساس طويل جدًا (VLBA) بواسطة Paredes et al. (2000) حل المصدر إلى نفاثات راديو ثنائية القطب ملياري ثانية ، مما يشير إلى أن LS 5039 قد تكون ميكرو كوازار. ويدعم ذلك المقاييس الديناميكية التي يبدو أنها تفضل وجود ثقب أسود بحجم 3.7 M في النظام (Casares et al. 2005b) ، على الرغم من أن عدم اليقين لا يزال كبيرًا جدًا.

تبلغ الفترة المدارية لـ LS 5039 حوالي 3.9 يومًا فقط ، لذلك من السهل نسبيًا تحديد التأثيرات المدارية على إنتاج أشعة جاما (مقارنة بـ PSR B1259-63). كما هو مبين في الشكل 8 ، لم يكن تعديل تدفق أشعة غاما مثبتًا جيدًا على طول المدار الثنائي فحسب ، بل يُظهر طيف أشعة جاما المرصود أيضًا نمطًا مثيرًا للفضول من التباين (Aharonian et al. 2006g). ليس من السهل فهم النمط بطريقة طبيعية ، فقد يعكس ببساطة ، جزئيًا على الأقل ، تغييرًا في توزيع الطاقة الطيفية للجسيمات المشعة على طول المدار (على سبيل المثال ، Sierpowska-Bartosik & amp Torres 2009b). بالطبع ، من المتوقع أيضًا أن تلعب التأثيرات الأخرى دورًا مهمًا في التسبب في التعديل المداري لأشعة جاما ، بما في ذلك تشتت IC متباين الخواص ، والتوهين الناتج عن إنتاج الزوج والتعاقب الكهرومغناطيسي اللاحق ، وخسائر ثابت الحرارة (على سبيل المثال ، Khangulyan وآخرون.

كما لوحظ مؤخرًا أن مصدر أشعة جاما الغامض LS I +61303 ينبعث من أشعة جاما TeV (Albert et al. 2006a Acciari et al. 2008c). مثل LS 5039 و PSR B1259-63 ، فإنه يندرج في فئة ثنائيات الأشعة السينية عالية الكتلة (HXMBs). إن طبيعة الجسم المضغوط أقل تأكيدًا في هذه الحالة من LS 5039. وقد قيل في البداية على أنه نجم نيوتروني على الرغم من أن دراسة حديثة أظهرت أنه يمكن أيضًا أن يكون ثقبًا أسود ، نظرًا لعدم اليقين في ميل النظام الثنائي (كاساريس وآخرون 2005 أ). من ناحية أخرى ، يتم تحديد المعلمات الثنائية جيدًا. النجم المصاحب هو Be star ، كما في حالة PSR B1259-63. إنه في مدار غريب الأطوار (ه 0.7) مع الجسم المضغوط ، مع فترة مدارية تبلغ 26.4960 يومًا ، والتي يتم تحديدها من التعديل الدوري المرصود للانبعاثات الراديوية (Gregory 2002). كمرجع ، يحدث ممر الحضيض في المرحلة 0.23.

لفترة طويلة ، يُعتقد أن LS I +61303 هو نظير 2CG 135 + 01 ، وهو مصدر COS-B ، ومؤخرًا مصدر 3EG J0241 + 6103 ، وهو مصدر غير معروف EGRET. إذا كان الارتباط الأخير حقيقيًا ، فإن ملاحظات EGRET تشير إلى أن المصدر يختلف أيضًا بشكل كبير على مدار المدار الثنائي أيضًا عند طاقات GeV. أصبح التباين الكبير الآن راسخًا في طاقات TeV (Albert et al. 2006a Acciari et al. 2008c) ، على الرغم من أنه ليس من الواضح تمامًا ما إذا كان مرتبطًا بالكامل بالحركة المدارية (ومع ذلك ، انظر Albert et al. 2009). الأمر الأكثر إثارة للدهشة هو حقيقة أن تدفق أشعة جاما TeV يبلغ ذروته بالقرب من الأبواسترون مرورًا (أي عندما يكون الكائن المضغوط بعيدًا عن Be star) ، لأنه في الأطوال الموجية الأطول ، تميل ثنائيات Be إلى أن تصبح نشطة بالقرب من محيط ، ويفترض أن ذلك يرجع إلى التراكم المعزز من الرياح النجمية. من حيث المبدأ ، يمكن أن يكون هدوء أشعة جاما بالقرب من ممر الحضيض مظهرًا من مظاهر التوهين (في مجال الإشعاع النجمي المكثف) ، على الرغم من أنه من المتوقع أن يكون إنتاج أشعة جاما مرتفعًا أيضًا (إما عن طريق عملية IC في سيناريوهات ليبتونية أو ص تصادم في سيناريوهات هادرونيك). أظهرت الحسابات أنه مع الاختيار الصحيح للمعلمات ، يمكن حساب التباين الملحوظ (Sierpowska-Bartosik & amp Torres 2009a).

من الجدير بالذكر أن ثنائيات الأشعة السينية الثلاثة المكتشفة في طاقات TeV كلها HMXBs. من الناحية الملاحظة ، تميل النجوم النابضة للأشعة السينية المتراكمة إلى أن توجد في HMXBs ، خاصة في أنظمة Be. يبقى أن نرى ما إذا كان هناك علاقة سببية بين الاثنين. من المؤكد أن التفاعل بين الرياح النجمية والرياح النجمية يوفر آلية معقولة لتسريع الجسيمات إلى طاقات عالية ، والتي تشع بعد ذلك أشعة غاما TeV. من ناحية أخرى ، فإن الكوازارات الدقيقة هي في الغالب ثنائيات أشعة سينية منخفضة الكتلة (LMXBs) ، بما في ذلك بعض أكثر الأنظمة إثارة ، مثل GRS 191 + 105 ، التي أدت إلى ظهور اسم "microquasar". من وجهة نظر نظرية ، تعتبر النفاثات في الكوازارات الدقيقة مواقع واعدة بالتأكيد لتسريع الجسيمات وإنتاج أشعة جاما. تم إثبات وجود الجسيمات غير الحرارية في النفاثات جيدًا من خلال الملاحظات على أطوال موجية أطول (الراديو والأشعة السينية على وجه الخصوص). ومع ذلك ، لم يتم رؤية LMXB في طاقات TeV (أو طاقات GeV). قد يكون هذا بسبب نقص فوتونات البذور (النجمية) لعملية IC في سيناريوهات Leptonic ، أو عدم وجود رياح نجمية قوية ص تصادم في سيناريوهات هادرونيك ، أو عدم وجود جزيئات ذات طاقات عالية بما فيه الكفاية. يبدو أن الملاحظات تزعج عملية SSC ، لأن الطائرات تبدو أكثر نشاطًا وبروزًا في LMXBs منها في HXMBs.

لإحراز تقدم ، يلزم بذل جهد رصدي منهجي ليس فقط لزيادة عدد ثنائيات الأشعة السينية التي تنبعث منها أشعة جاما TeV ولكن أيضًا لجمعها متزامنة بيانات متعددة الطول الموجي. سيحدد SED الموثوق به في أي أطوال موجية يشع المصدر معظم قوته ، وهي خطوة مهمة نحو فهم آليات الإشعاع. حتى الآن ، استندت جهود النمذجة بشكل أساسي إلى بيانات الطول الموجي المتعددة المأخوذة في أوقات مختلفة. بالنظر إلى أنه من المعروف أن ثنائيات الأشعة السينية تختلف على نطاقات واسعة من المقاييس الزمنية ، يجب أن تؤخذ النتائج بحذر.

يمكن القول إن أكثر التطورات الأخيرة إثارة للاهتمام في هذا المجال هو اكتشاف مجموعة من مصادر أشعة جاما TeV التي يبدو أنها ليس لها نظائر في أطوال موجية أطول. بالتاكيد، مجهولة الهوية لا يعني بالضرورة غير معروف أو عدم وجود نظراء معقولين. تتجمع مصادر أشعة جاما TeV غير المحددة حاليًا حول المستوى المجري ، مما يشير إلى أنها من المحتمل أن تكون من أصل مجري. علاوة على ذلك ، فإن معظمها ممتد مكانيًا ، مما يشير إلى أنها قد تكون مرتبطة بـ PWNe أو SNRs غير المرئية ، نظرًا لأن PWNe و SNRs تشكل أكبر عدد من مصادر أشعة جاما المجرة TeV. في الواقع ، تم العثور لاحقًا على عدد من مصادر أشعة جاما غير المعروفة سابقًا على الأرجح مرتبطة بـ SNRs أو PWNe (على سبيل المثال ، Aharonian et al. 2006i ، 2005 Cui & amp Konopelko 2007 Tian et al. 2008 Chang et al. 2008).

TeV J2032 + 4130 هو الأول حسن النية مصدر غير معروف لأشعة غاما TeV وظل كذلك. تم اكتشافه بالصدفة من قبل HEGRA Collaboration (Aharonian et al.2002) ، في حملة مكثفة درست Cygnus X-3. كان الاكتشاف الأولي ذا أهمية إحصائية هامشية فقط ولكن تم تأكيده منذ ذلك الحين من خلال تجارب متعددة (Aharonian et al. 2005h Konopelko et al. 2007 Albert et al. 2008b). أشارت نتائج HEGRA إلى أن TeV J2032 + 4130 كان مصدرًا ممتدًا لأشعة جاما TeV ، بنصف قطر غاوسي يبلغ 6.2 '& # 177 1.2'ستات ± 0.9'sys، ومركز الجاذبية (CoG) لانبعاثات أشعة غاما يقع على بعد 0.5 & # 176 شمال Cygnus X-3. كان طيف أشعة غاما المقاس صعبًا ، مع مؤشر فوتون قانون الطاقة -1.9. تم تأكيد هذه النتائج منذ ذلك الحين بواسطة قياسات MAGIC.

الوضع معقد من خلال الكشف المبلغ عنه لـ TeV J2032 + 4130 بتدفق أعلى بكثير بواسطة Whipple Collaboration (Lang et al. 2004) ، بناءً على الملاحظات الأرشيفية. يمكن تفسير الاختلاف في التدفق من خلال تنوع المصدر على مدى فترة زمنية من السنوات ، ولكن يبدو أنه يتعارض مع الطبيعة الممتدة لانبعاث أشعة غاما TeV. يمكن للمرء أن يتكهن بوجود مصدر آخر متغير لأشعة جاما يقع بالقرب من TeV J2032 + 4130. ومن الجدير بالذكر أن ذروة انبعاث أشعة جاما المكتشفة مع ويبل يبدو أنه يقابل ذلك من موقع HEGRA بحوالي 3.6 '، على الرغم من أن عدم اليقين كبير جدًا. إن تدفق أشعة جاما المشتق من ملاحظات ويبل الحديثة لـ TeV J2032 + 4130 أقرب بكثير إلى تدفق HEGRA (Konopelko et al.2007).

يقع TeV J2032 + 4130 في الاتجاه العام لـ Cygnus OB2 ، وهو مجموعة غنية من نجوم OB على بعد أقل من 2 كيلو بايت. لفترة طويلة ، كان يُعتقد أن رياح النجوم الضخمة في مثل هذا التجمع تحمل كمية كافية من الطاقة التي ، عند إطلاقها ، قد تعمل على إنتاج أشعة جاما عالية الطاقة (VHE) من خلال إنتاج أشعة جاما المحايدة. البيونات في الاصطدامات بين الأيونات غير الحرارية (التي تسارعت بسبب الصدمات في الرياح) والبروتونات الحرارية في الرياح (White & amp Chen 1992 Torres et al. 2004). حتى من بين التجمعات النجمية الأكثر ضخامة ، يمثل Cygnus OB2 حالة متطرفة - فهو أكبر ارتباط نجمي معروف في المجرة ، ويحتوي على حوالي 2600 نجم OB (Kn & # 246dlselder 2000). لذلك ، من الطبيعي التكهن بوجود اتصال مادي معقول بين TeV J2032 + 4130 و Cygnus OB2 (توريس وآخرون 2004). ومع ذلك ، يمثل Cygnus OB2 منطقة كبيرة جدًا في السماء.

في الآونة الأخيرة ، تم إصدار كتالوج لمصادر أشعة جاما الساطعة تحتوي على جميع المصادر المكتشفة ذات دلالة إحصائية لـ & gt 10 مع تلسكوب المنطقة الكبيرة (LAT) على متن تلسكوب فيرمي الفضائي لأشعة جاما (عبده وآخرون 2009 ب). في ذلك ، يقع 0FGL J2032.2 + 4122 على بعد حوالي 8 'فقط من CoG لـ TeV J2032 + 4130. لاحظ أن نصف قطر الخطأ 95٪ لموضع LAT للمصدر محدد على أنه 5.1 'وأن عدم اليقين العام في موضع TeV J2032 + 4130 هو حوالي 3'. لذلك ، يعد 0FGL J2032.2 + 4122 مرشحًا واعدًا لكونه نظير GeV لـ TeV J2032 + 4130 ، بناءً على المصادفة المكانية وحدها.

ومن المثير للاهتمام أن 0FGL J2032.2 + 4122 هو واحد من 29 نجمًا نابضًا لأشعة غاما تم اكتشافه بواسطة فيرمي لات (عبده وآخرون 2009 ب). تم تصنيفها على أنها LAT PSR J2032 + 41 ، لأنها تندرج في فئة خاصة من النجوم النابضة التي يبدو أنها تظهر فقط نبضًا في نطاق أشعة جاما. يعد اكتشاف مثل هذه النجوم النابضة من أبرز الأحداث في المرحلة المبكرة من فيرمي مهمة. نظرًا لكون هذه المصادر "مظلمة" ذات أطوال موجية أطول ، فقد تكون قد نجت بسهولة من عمليات البحث أو الاستطلاعات السابقة للنجم النابض.كما أنها توفر تفسيرًا طبيعيًا لبعض مصادر أشعة غاما غير المعروفة ، مثل TeV J2032 + 4130 ، الآن بعد أن أصبح PWNe يشكل عددًا كبيرًا من السكان بين بواعث أشعة غاما VHE. يأتي الدعم الإضافي لطبيعة PWN لـ TeV J2032 + 4130 من الكشف عن انبعاث الأشعة السينية الممتد الذي يتزامن مكانيًا مع TeV J2032 + 4130 ، بناءً على التعرض العميق للمنطقة مع XMM- نيوتن (هورنز وآخرون 2007). يقال إن ميزة الأشعة السينية مماثلة في المدى لـ TeV J2032 + 4130. كما أن طيف الأشعة السينية شديد الصعوبة ، حيث يبلغ مؤشر فوتون قانون الطاقة -1.5. الناتج الإجمالي لطاقة الأشعة السينية يمكن مقارنته بقوة أشعة غاما TeV لـ TeV J2032 + 4130.

تتجاوز أهمية إنشاء اتصال بين TeV J2032 + 4130 و LAT PSR J2032 + 41 تحديد مصدر غير معروف لأشعة جاما. تم اكتشاف النجوم النابضة بأشعة غاما فقط بواسطة فيرمي قد يمثل قمة جبل الجليد لسكان هذه المصادر. قد يعني هذا أن مصادر أشعة جاما الأخرى مجهولة الهوية قد تكون ببساطة PWNe مرتبطة بهذه النجوم النابضة "المظلمة" ، وبالتالي توفر إجابة لسؤال طويل الأمد حول طبيعة مصادر أشعة غاما غير المعروفة (من أيام EGRET إلى TeV. عصر أشعة جاما). حقيقة أن جميع مصادر أشعة جاما المجهولة تقريبًا قد تم تمديدها تتوافق مع مثل هذا السيناريو. تحقيق منهجي في الموضوع ، باستخدام البيانات من كليهما فيرمي والمراصد الأرضية لأشعة غاما TeV قد تكون مثمرة في الكشف عن مثل هذه الوصلات.

تنشأ إحدى المضاعفات في تحديد مصادر أشعة جاما غير المحددة من حقيقة أن مورفولوجيا المصادر قد تبدو مختلفة عند الأطوال الموجية الأطول. ربما يكون هذا هو أفضل توضيح من خلال ارتباط HESS J1825-137 مع PWN G18.0-0.7 (Aharonian et al. 2006i). ينتشر انبعاث أشعة جاما على مساحة أكبر بكثير من انبعاث الأشعة السينية من PWN (انظر الشكل 6). علاوة على ذلك ، يتم إزاحة النجم النابض (PSR B1823-13) من مركز PWN (والذي يتم تعويضه بدوره من CoG لانبعاث أشعة جاما). إن عدم التناسق المماثل في انبعاث الأشعة السينية وأشعة غاما فيما يتعلق بالنجم النابض هو الذي يوفر دليلًا إضافيًا على أصل PWN لـ HESS J1825-137. مثل هذه الحالات ليست غير شائعة (على سبيل المثال ، Cui & amp Konopelko 2007 Chang et al. 2008) ، مما يجعل الحجج القائمة على المصادفة المكانية وحدها موضع شك. هذه بالتأكيد منطقة يمكن أن تضيف إليها الحساسية المحسنة ودقة الزاوية الكثير.

قد تتفاعل فوتونات TeV مع فوتونات الأشعة تحت الحمراء لإنتاج أزواج من الإلكترون والبوزيترون وبالتالي يتم "امتصاصها" بشكل فعال. يجب أن تؤخذ هذه العملية في الاعتبار عند نمذجة SED لجميع مصادر أشعة جاما TeV. من الناحية الكونية ، المعنى الضمني هو أن سماء أشعة غاما TeV المرئية لا تمتد بعيدًا جدًا ، نظرًا لوجود إشعاع خلفي للأشعة تحت الحمراء. من ناحية أخرى ، يمكننا استخدام مصادر أشعة جاما البعيدة من TeV كمنارات كونية لاستكشاف خلفية الأشعة تحت الحمراء المنتشرة ، والتي ظلت تمثل تحديًا في الملاحظة للقياسات المباشرة. نظرًا لأن إشعاع الخلفية يحتوي على معلومات مهمة حول تكوين النجوم في الكون المبكر والتطور اللاحق للمجرات ، فإن القيود المشتقة على خلفية الأشعة تحت الحمراء المنتشرة يمكن أن يكون لها آثار كونية خطيرة.

المفاجأة المبكرة التي ظهرت من ملاحظات أشعة جاما الأخيرة في TeV هي إدراك أن الكون يبدو أكثر شفافية في طاقات أشعة غاما TeV مما كان يُعتقد سابقًا أو ، بالمقابل ، خلفية الأشعة تحت الحمراء أقل كثافة بكثير (Aharonian et al. . 2006 هـ). استندت النتائج في البداية إلى ملاحظات أشعة جاما لاثنين من بليزر عند انزياحات حمراء معتدلة. عند الأطوال الموجية لـ

1-3 مو م، الحد الأعلى المشتق بالكاد أعلى من مستوى الضوء المتكامل من المجرات الذي تم حله بالفعل من قبل سبيتزر. تم تأكيد ذلك من خلال قياسات مستقلة (Aharonian et al. 2007c، 2007d Albert et al.2008).

يمكن تحسين النتائج بطريقتين. أحدهما هو توسيع التغطية الطيفية لكل من الطاقات المنخفضة والعالية (ما بعد 1 تيرا فولت) ، لتوسيع القيود على خلفية الأشعة تحت الحمراء على نطاق طيفي أوسع ، والآخر هو مراقبة عينة كبيرة من البلازارات في مجموعة من الانزياحات الحمراء ، للفصل تأثيرات داخلية وخارجية على طيف أشعة جاما من البلازارات. من الواضح أن هذا الأخير مهم أيضًا لفهم إنتاج أشعة جاما وانتشارها في البلازارات. من المحتمل أن تتطلب التعزيزات ذات المغزى تحسينًا كبيرًا في حساسية أرصاد أشعة جاما ، وكذلك في القدرة الاستكشافية للجيل التالي من المراصد.

على صعيد مختلف ، على الرغم من جهود المراقبة المكثفة ، لم يسفر البحث عن إشارات المادة المظلمة عن أي قيود ذات مغزى على النماذج النظرية. أثار اكتشاف أشعة غاما TeV من اتجاه مركز المجرة (Tsuchiya et al. من جسيمات المادة المظلمة (Horns 2005) ، حيث كان يُعتقد أن المنطقة هي أفضل مكان للبحث عن انبعاثات أشعة غاما الناتجة عن مثل هذه الإشارات (Berezinsky et al. 1994 Bergstrom et al. 1998 ، 2001 Cesarini et al. 2004 Hooper & أمبير دينجوس 2004). ومع ذلك ، سرعان ما تم إدراك أن المزيد من التفسيرات العادية التي تتضمن SNRs أو PWNe ستكون أكثر قابلية للتطبيق (Wang et al. 2006). هذه مشكلة عامة مع الأهداف (مثل المنطقة الوسطى من المجرات ، وحشود المجرات ، وما إلى ذلك) التي توجد فيها بواعث أشعة غاما الفلكية TeV.

فئة أكثر واعدة من أنظمة البحث غير المباشر عن المادة المظلمة هي المجرات الكروية القزمية (على سبيل المثال ، جيلمور وآخرون ، 2008) ، والتي لديها نسب كتلة إلى ضوء أكبر بكثير من المجرات العادية. لقد أصبحت بالفعل بؤرة جهود المراقبة الأخيرة (Wood et al. 2008 Albert et al. 2008c Aliu et al. 2009). حتى الآن ، لم يتم الإبلاغ عن أي اكتشاف إيجابي.

ظل أصل الأشعة الكونية قضية لم تحل بعد. للأشعة الكونية أدناه

10 15 eV ، من المسلم به تقريبًا أنها مرتبطة بـ SNRs في المجرة. من الطبيعي أن يُنظر إلى الصدمات القوية على الحافة الخارجية لـ SNRs كموقع لتسريع الجسيمات. إذا كان الأمر كذلك ، فيجب أن تكون SNR من بين الأهداف الواعدة لتجارب أشعة جاما TeV. لذلك ، من المطمئن أنه تم اكتشاف عدد متزايد من SNRs في طاقات TeV. لسوء الحظ ، لم يؤد هذا النجاح إلى دليل مباشر على إنتاج الأشعة الكونية في SNRs ، لأنه ، كما نوقش في القسم 2.1.2 ، يمكن استيعاب أشعة غاما المرصودة إما من خلال سيناريوهات لبتونية أو هادية. ومع ذلك ، فمن المأمول أنه مع تحسن جودة البيانات ، قد تبدأ الملاحظات في الكشف عن خصائص 0 تسوس.

من ناحية أخرى ، فإن اكتشاف انبعاث أشعة غاما TeV المنتشر في منطقة Cygnus وحول مجرة ​​Ridge قد قدم دليلًا مباشرًا على التفاعلات بين الأشعة الكونية والسحب الجزيئية في المجرة (Abdo et al. . لم يترك الارتباط المكاني الممتاز بين انبعاث Galactic Ridge والسحب الجزيئية مجالًا كبيرًا لتفسير بديل. يشير طيف أشعة غاما المقاس إلى أن طيف الأشعة الكونية بالقرب من مركز المجرة أصعب بكثير من ذلك الموجود في الجوار الشمسي ، ويُفترض أنه تأثير انتشار (Aharonian et al. 2006d. علاوة على ذلك ، يبدو أن كثافة الأشعة الكونية مرات عديدة من الكثافة المحلية. ويُقال إن الملاحظات يمكن تفسيرها من خلال وجود معجل جسيمات بالقرب من مركز المجرة الذي كان نشطًا على مدار السنوات العشر والأربع الماضية. ومن الواضح أن بقايا المستعر الأعظم Sgr A East ، التي لديها حول العمر المناسب. علاوة على ذلك ، Sgr A East هو نظير معقول لـ HESS J1745-290 ، الذي يتميز طيفه TeV بشكل مشابه لطيف الانبعاث المنتشر.


شاهد الفيديو: Graad 9: Wat bepaal die formule van n verbinding (ديسمبر 2022).