الفلك

كيف يمكن للمستعر الأعظم أن يؤثر على الثقب الأسود في النظام الثنائي؟

كيف يمكن للمستعر الأعظم أن يؤثر على الثقب الأسود في النظام الثنائي؟

لنفترض في نظام النجوم الثنائية وجود نجم يحتضر وثقب أسود مصاحب أثناء دورانهما حول بعضهما البعض. سؤالي هو ما الذي يمكن أن يحدث للثقب الأسود إذا انتقل الشريك إلى مستعر أعظم؟ أفهم أن الطاقة الحركية من المستعر الأعظم لا يمكنها تدمير الثقب الأسود.


والنتيجة المحتملة هي إما نظام ثنائي للثقب الأسود والثقب الأسود ؛ النظام الثنائي للثقب الأسود والنجم النيوتروني ، أو الثقب الأسود والبقايا المدمجة من انفجار المستعر الأعظم الثاني سيذهبان في طريقهما المنفصلين بسرعات عالية معقولة.

لا يمكنك تعطيل الثقب الأسود بهذه الطريقة. في الواقع ، كل ما سيحدث للثقب الأسود الأصلي هو أنه من المحتمل أن يزداد حجمه قليلاً من تراكم بعض مقذوفات المستعر الأعظم.


النجم الرفيق ذو الثقب الأسود بسرعة 2،000،000 كيلومتر في الساعة!

الحياة بالقرب من الثقب الأسود… مزعجة. خاصة إذا كنت نجمًا ، و خاصة إذا كنت عرضة لدوار الحركة. مثال على ذلك: تم اكتشاف ثقب أسود مؤخرًا له نجم يدور حوله بسرعة لا تصدق مليوني كيلومتر في الساعة (1.2 مليون ميل في الساعة). على الرغم من أن النجم يبعد حوالي مليون كيلومتر (600000 ميل) عن الثقب الأسود - أكثر بقليل من ضعف المسافة من الأرض إلى القمر - إلا أنه يصرخ حول مداره في 2.4 ساعة فقط.

مجرد التفكير في الأمر يجعلني أرغب في القذف.

لكنها لا تزال مثيرة للغاية ، وهذا القليل من المعرفة يخبرنا كثيرًا عن النظام. ولها تاريخ طويل.

أولاً ، يقع هذا الزوج الذي حطم الأرقام القياسية على بعد 1000 سنة ضوئية على الأقل - من الصعب تحديد مسافة دقيقة ، ويمكن أن يكون أبعد من ذلك بأكثر من 20 مرة - وقد تم اكتشافه في عام 2010 في وقت واحد بواسطة Swift من وكالة ناسا وشركة MAXI اليابانية. الأقمار الصناعية (وهذا هو سبب تسمية النظام MAXI J1659−152 بعد القمر الصناعي وإحداثيات النظام في السماء).

يمكن للثقوب السوداء أن تنبعث منها أشعة سينية شديدة السطوع لأنها تلتهم المادة لأسفل: يتم تسخين المادة بشكل هائل ويتم جلدها بواسطة الحقول المغناطيسية القوية بشكل يبعث على السخرية حول الثقب الأسود وفي المادة نفسها. يمكن أن تصل درجات الحرارة إلى ملايين الدرجات وتطلق أشعة سينية يمكن رؤيتها من الأرض. في هذه الحالة ، يتم تجفيف المادة من النجم المرافق ، الذي يسقط في قرص حول الثقب الأسود قبل أن يأخذ The Final Plunge. إنه القرص شديد السخونة واللمعان.

حدق مرصد الأشعة السينية الأوروبي XMM-Newton في الثنائي لأكثر من 14 ساعة ، وأكد ما رآه Swift لأول مرة: تراجع منتظم للغاية في الضوء كل 2.4 ساعة. من الأرض ، نرى النظام يدور بالقرب من الحافة ، وبما أن النجم والثقب الأسود يدوران حول بعضهما البعض ، فمن المحتمل أن يؤدي عدم انتظام صغير في القرص إلى حجب الأشعة السينية ، مما يتسبب في الانحدار. هذه هي الطريقة التي حدد بها علماء الفلك الفترة المدارية. يجب أن يساعد هذا الفيديو من وكالة الفضاء الأوروبية في:

الشيء هو أنه لا توجد طريقة للنجم المرافق - قزم أحمر حوالي 1/4 من كتلة الشمس - يمكن أن تكون قريبة من الثقب الأسود. فكيف وصلت هناك؟

إليك كيف حدث كل هذا. أنا أظن بعضًا من هذا ، لذا حذرني إلى حد ما ، كما تقول ، لكنه يعتمد على دراسة المستعرات الأعظمية ومعرفة القليل عن كيفية تطور أنظمة مثل هذه. تحذير المحاضر.

منذ زمن بعيد ، ربما منذ مليارات السنين ، وُلد نجم ثنائي. أحدهما كان نجمًا متواضعًا ، أحمر / برتقالي وبارد ، إلى حد ما أقل كتلة من الشمس. الآخر كان وحشًا ، رأسه أزرق ضخم على الأرجح كتلة الشمس 20 مرة أو أكثر. تم فصلهم بطرق لا بأس بها ، عشرات أو مئات الملايين من الكيلومترات.

استهلك النجم الأزرق وقوده سريعًا جدًا. بحلول الوقت الذي كان عمره بضعة ملايين من السنين فقط كان يحتضر بالفعل. لقد انتفخ إلى عملاق أحمر فائق ، وتمدد بشكل كبير لدرجة أنه إذا استبدلت الشمس بها ، فإن سطح النجم سيمتد بعيدًا عن مدار المريخ! في هذه المرحلة ، كان العملاق الأحمر قد أطلق رياحًا شمسية فائقة ، مما أدى إلى تجفيف طبقاته الخارجية.

ومع ذلك ، تضخم النجم بشكل هائل لدرجة أنه من الممكن تمامًا أن يكون رفيق النجم القزم قد وجد نفسه حرفيًا داخل الغلاف الجوي للعمالقة الحمراء العملاقة. قد تعتقد أن هذا من شأنه أن يبطئ من توقفه بسرعة ، ولكن في الواقع المساحة كبيرة ، والأجواء الحمراء العملاقة تهمس. لكن - على الرغم من أن الأمر سيستغرق وقتًا طويلاً - في النهاية احتكاك سيكون الفوز وسيدوم القزم ببطء نحو قلب النجم.

ثم كارثة. نفد الوقود من قلب العملاق وانهار. سيبدأ هذا سلسلة من ردود الفعل التي تنتهي بمستعر أعظم ، وهو أحد أقوى الانفجارات في الكون. تنفجر الطبقات الخارجية للنجم بعيدًا في الانفجار ، وينهار القلب لأسفل في ثقب أسود.

في هذه المرحلة ، كان النجم الأصغر أقرب إلى قلب النجم ، وعانى من وطأة الانفجار. ربما يكون قد فقد كتلته لأن غضب المستعر الأعظم قد تجاوزه ، لكنه كان سينجو ، وبسبب نزعة في الفيزياء لم يكن ليُطرد إلا إذا فقد النجم الأساسي أكثر قليلاً من نصف كتلته في حدث المستعر الأعظم. . بما أننا ما زلنا نرى النجم هناك ، فنحن نعلم أن هذا لم يحدث. هذا يعني أن النجم الأصغر ظل مقيدًا ، الآن في مدار بيضاوي الشكل انخفض بالقرب من الثقب الأسود المشكل حديثًا.

بمرور الوقت ، ستجبر الجاذبية من الثقب الأسود المدار على أن يصبح دائريًا. إذا كان النجم قريبًا بدرجة كافية ، فستكون جاذبية الثقب الأسود قادرة على تجريد المواد من الجزء الخارجي للنجم ، وتشكيل قرص ساطع وساخن ... وتركنا حيث نحن الآن.

الكثير من تفاصيل تاريخ النظام مهمة. ما مدى ضخامة النجم الأصغر في البداية؟ من شأن ذلك أن يساعد في تحديد عمر النظام. ما مدى قربه من قلب النجم الأكبر قبل أن ينفجر الأخير؟ ما مقدار الكتلة التي خسرتها؟ لسنا متأكدين حتى من كتلة الثقب الأسود ، على الرغم من أنها ربما تكون بين 3 و 20 مرة أو نحو ذلك من كتلة الشمس - وهي كتلة طبيعية جدًا للثقب الأسود النجمي. يعتمد الكثير مما نراه في النظام الآن على شكل النجمين في الأصل ، وقد تُفقد هذه المعلومات إلى الأبد.

ماذا عن المستقبل؟ تم اكتشاف الطراز MAXI J1659−152 نظرًا لانفجاره ، وهج مفاجئ من السطوع. قد يكون النجم الأصغر يمر ببعض التشنجات لأنه يغذي مادة الثقب الأسود. بمرور الوقت ، ستفقد كتلة أكبر من الثقب الأسود وتدور ببطء نحوه. سيأتي يوم حتمًا ، عندما تمزقه موجات المد العاتية لسيدها الأكثر ضخامة. عندما يحدث ذلك ، فإن الانفجار سيجعل ما يفعله الآن يبدو ضعيفًا تمامًا بالمقارنة. لقد رأينا ما يحدث عندما تمزق الثقوب السوداء نجمًا (مع المتابعات هنا وهنا) وهذا حدث مثير إلى حد ما. وبهذا أعني حقًا ، حقًا ، حقا دراماتيكي. اقرأ تلك المنشورات التي لن أفسدها هنا. لكن الأعراف المقدسة. بعد كل ذلك، نجم كامل يتمزق بفعل ثقب أسود.

يجب أن أقول: بالنظر إلى ما كتبته للتو ، وبافتراض أنني في الملعب ، لا يوجد شيء واحد حول هذا الثنائي ليس غريبًا ورائعًا إلى حد مذهل. على محمل الجد ، كل خطوة على الطريق مدهشة تمامًا ، وصولاً إلى فكرة أن الثقب الأسود قادر على التقليب حول نجم بأكمله بسرعات أسرع مئات المرات من رصاصة بندقية.

ومع ذلك ، فقد تصادفنا أن نلجأ إليه فقط لأن الفواق السماوي لفت انتباهنا قبل بضع سنوات. كالعادة ، يجب أن أتساءل: ما هذا بحق الجحيم آخر هل هناك فقط في انتظار العثور عليها؟


يمكن للثقب الأسود الفائق السرعة أن يخبرنا كيف تتحول النجوم الميتة إلى مثل هذه الوحوش

ماذا يحدث عندما يكون الثقب الأسود أسرع وأضخم مما يمكن أن يتخيله أي شخص؟

كان الثقب الأسود في نظام النجم الثنائي Cygnus X-1 أول ثقب أسود يتم اكتشافه على الإطلاق. لقد وجد الآن أنه الأسرع في الكون ، وأكبر بنسبة 50٪ مما كان يعتقد سابقًا. ما يجعل هذا الوحش محيرًا حقًا هو أن النجوم الساطعة حقًا كان يُعتقد أنها تفقد قدرًا كبيرًا من الكتلة قبل موتها وتكوينها كثقوب سوداء. يمكن أن يساعد اكتشاف سبب كونه ضخمًا للغاية ، ولكنه لا يزال يدور مثل الشيطان ، العلماء على إعادة التفكير في تطور النجوم الضخمة التي تقابل مصيرها في النهاية كثقوب سوداء.

المزيد من الثقوب السوداء

أدرك عالم الفلك جيمس ميلر جونز من ICRAR (المركز الدولي لأبحاث علم الفلك الراديوي) بجامعة كيرتن أن الثقب الأسود لـ Cygnus X-1 لم يتساقط كثيرًا كما كان متوقعًا. يبدو وكأن هذا الوحش يضحك بشكل شرير في مواجهة النظريات حول تكوين الثقب الأسود.

"إن كتلة الثقب الأسود هي الأكثر إشكالية" ، هذا ما قاله ميلر جونز ، الذي قاد دراسة نُشرت مؤخرًا في علم، قال لسيفي واير. "تشير أفضل النماذج النظرية الحالية لدينا إلى أنه في بيئة درب التبانة ، فإن الكتلة التي فقدتها النجوم الضخمة عبر رياحها النجمية على مدار حياتها التي تبلغ بضعة ملايين من السنين يجب أن تحد من كتلة الثقوب السوداء التي تخلقها بما لا يزيد عن 15 ضعفًا. كتلة الشمس ".

يقع الإشعاع وراء الرياح النجمية التي تكتسح الجزيئات عبر النجوم الساخنة وفي الفضاء (وهي الطريقة التي تتعطل بها البنية التحتية الكهربائية بشكل دوري بسبب هذا الإشعاع عند حدوث عاصفة شمسية أو طرد كتلة إكليلية). يمكن أن تأخذ هذه الرياح المزيد من الكتلة النجمية معها إذا كان هناك ضغط إشعاعي مرتفع عند مستويات طاقة عالية حقًا ، وهو ما يفسر سبب فقدان النجوم الأكثر سطوعًا أكبر قدر من الكتلة. الكثير من اللمعان يعني حرق المزيد من الطاقة. يمكن أن يؤدي فقدان الكتلة إلى تغيير كيفية تطور النجوم. لكن انتظر.

هنا حيث يصبح الأمر غريبًا. إذا كان من المفترض أن تصل الثقوب السوداء إلى كتلتها النهائية عندما تصبح حوالي 15 كتلة شمسية ، فكيف يمكن للثقب الموجود في Cygnus X-1 أن يتجاوز ذلك ويتجاوز ذلك؟ ليس من السهل قياس رياح ستيلر ، الأمر الذي يعمق اللغز فقط. قد يكون هناك أيضًا ثقوب سوداء أكبر حجمًا ولكنها لا تزال تتشكل في بيئة مشابهة لتلك الموجودة في مجرتنا ، حيث يوجد تركيز عالٍ من العناصر الثقيلة التي هي بقايا جثث النجوم.

كوكبة Cygnus ، حيث يتربص نظام Cygnus X-1 (أعلى). الائتمان: ناسا

قال ميلر جونز: "نظرًا لوجود هذا الثقب الأسود ، فلا بد من وجود طريقة لتكوينه". "نعتقد أننا بحاجة إلى إعادة معايرة نماذجنا لكيفية فقدان النجوم للكتلة في الرياح ، وتقليل معدلات فقدان الكتلة في مراحل معينة من عمر النجم. نحتاج أيضًا إلى العثور على المزيد من الثقوب السوداء في مجرتنا درب التبانة ، لمحاولة فهم الحد الأقصى لكتلة الثقب الأسود في الواقع ، حتى نتمكن من الحصول على معايرة أكثر دقة لنماذجنا ".

نظرًا لأن ميلر جونز وفريقه كانوا قادرين على معرفة الكتلة التقريبية للثقب الأسود وبعده عن الأرض ، فقد تمكنوا بعد ذلك من تكوين فكرة عن مدى السرعة الشيطانية التي كان يدور بها. عندما يدور الثقب الأسود ، فإنه يسحب الزمكان ، والذي يسحب أيضًا الجسيمات التي تدور حوله والتي تصبح غير مستقرة. وينتهي بهم الأمر إلى الانجذاب إلى قرص التراكم الغازي للثقب الأسود والدوران أقرب وأقرب حتى يتجاوزوا في النهاية أفق الحدث - نقطة اللاعودة. كلما زادت السرعة ، كلما اقتربت الجسيمات ، كلما سرعان ما تختفي في النسيان.

كلما ابتعدت عن قرص التراكم ، زادت سخونته. الحرارة الكافية تجعله يولد أشعة سينية ، والتي يمكن لسطوعها أن يتخلص من درجة الحرارة. هذه هي درجة الحرارة التي تخبر علماء الفلك بسرعة الثقب الأسود. تبين أن الثقب الأسود في Cygnus X-1 ليس ضخمًا جدًا بحيث لا يدور فقط على حافة سرعة الضوء.

"بهذه الحرارة ، إذا عرفنا مسافة وكتلة الثقب الأسود ، والتي قمنا بقياسها في دراستنا. وقال ميلر جونز: "يمكننا معرفة مدى قرب الغاز المنبعث من الأشعة السينية من الثقب الأسود ، وبالتالي مدى السرعة التي يجب أن يدور بها الثقب الأسود".

والغريب أيضًا في هذا الثقب الأسود هو أنه ربما لم يتشكل في مستعر أعظم. يُعتقد أنه كان نتاجًا شيطانيًا لبقية نجم انهار مباشرة في ثقب أسود بعد أن طارت الرياح معظم كتلته. نظرًا لأن كتلة الثقب الأسود تعتمد على كتلة النجم التي كانت عليه في السابق ، فإن كتلته وسرعته ومسافته المعاد حسابها يمكن أن تساعد العلماء على إعادة التفكير في تطور النجوم الضخمة التي تقابل هلاكها في النهاية على شكل ثقوب سوداء.

هذا هو الشيء الذي يتعلق بالثقوب السوداء. عندما تعتقد أن لغزًا واحدًا قد تم حله ، فإنه يولد المزيد والمزيد.


الانتماءات

Instituto de Astrofísica de Canarias ، لا لاغونا ، E-38200 ، تينيريفي ، إسبانيا

G. Israelian ، R. Rebolo ، J. Casares & amp E. L. Martín

Consejo Superior de Investigaciones Científicas ، إسبانيا

قسم علم الفلك ، جامعة كاليفورنيا ، بيركلي ، 94720 ، كاليفورنيا ، الولايات المتحدة الأمريكية

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

المؤلف المراسل


كيف يمكن للمستعر الأعظم أن يؤثر على الثقب الأسود في النظام الثنائي؟ - الفلك




المستعر الأعظم يحمل أدلة لتحديد عمر الثنائي
بيان صحفي لوكالة ناسا
تم النشر: 9 ديسمبر 2013

كشفت بيانات من مرصد شاندرا للأشعة السينية التابع لناسا عن بقايا خافتة لانفجار مستعر أعظم وساعدت الباحثين على تحديد أن Circinus X-1 - وهو ثنائي للأشعة السينية - هو أصغر هذه الفئة من الأجسام الفلكية التي تم العثور عليها حتى الآن.


صورة Circinus X-1 ، نظام نجمي ثنائي للأشعة السينية ، التقطها مرصد شاندرا للأشعة السينية. حقوق الصورة: ناسا

كما يوحي الاسم ، فإن ثنائيات الأشعة السينية هي أنظمة نجمية مكونة من جزأين: بقايا نجمية مضغوطة - إما نجم نيوتروني أو ثقب أسود ونجم مصاحب - نجم عادي مثل شمسنا. بينما يدور كل منهما حول الآخر ، يسحب النجم النيوتروني أو الثقب الأسود الغاز من النجم المرافق. يؤدي هذا إلى تسخين الغاز إلى ملايين الدرجات ، مما ينتج عنه أشعة سينية مكثفة ، مما يجعل هذه الأنظمة النجمية من ألمع مصادر الأشعة السينية في السماء.

اكتشف سيباستيان هاينز وفريقه في جامعة ويسكونسن ماديسون (UW) أن Circinus X-1 أقل من 4600 عام ، مما يجعله أصغر نظام ثنائي للأشعة السينية تم رؤيته على الإطلاق. هذا الاكتشاف ، الذي تم إجراؤه بالتوازي مع تلسكوب لاسلكي في أستراليا ، يوفر للعلماء نظرة ثاقبة فريدة حول تكوين النجوم النيوترونية والمستعرات الأعظمية ، وتأثير انفجار المستعر الأعظم على نجم قريب قريب.

قال هاينز: "توفر لنا ثنائيات الأشعة السينية فرصًا لدراسة المادة في ظل ظروف قاسية يستحيل إعادة إنشائها في المختبر". "لأول مرة ، يمكننا دراسة نجم نيوتروني صُنع حديثًا في نظام ثنائي للأشعة السينية."

اكتشف علماء الفلك المئات من ثنائيات الأشعة السينية في جميع أنحاء مجرة ​​درب التبانة والمجرات الأخرى المجاورة. ومع ذلك ، فإن هذه الثنائيات القديمة للأشعة السينية ، التي تقاس الأعمار عادةً بملايين السنين ، تكشف فقط عن معلومات حول ما يحدث لاحقًا في تطور هذه الأنظمة.

قال المؤلف المشارك بول سيل ، وهو أيضًا من جامعة ويسكونسن: "من المهم أن نرى ما تفعله ثنائيات الأشعة السينية هذه في جميع مراحل حياتهم". "يُظهر لنا Circinus X-1 ما يحدث في غمضة عين كونية بعد ولادة أحد هذه الأشياء."

لتحديد عمر Circinus X-1 ، احتاج فريق علماء الفلك إلى فحص المادة حول زوج النجوم المداري. ومع ذلك ، فإن السطوع الهائل للنجم النيوتروني جعل من الصعب للغاية على الباحثين ملاحظة هذا الغاز بين النجوم. حصل الفريق مؤخرًا على استراحة ، عندما لاحظوا النجم النيوتروني في حالة خافتة جدًا - خافتة بما يكفي للعلماء لاكتشاف الأشعة السينية من موجة صدمة المستعر الأعظم التي تمر عبر الغاز بين النجمي المحيط.

قال المؤلف المشارك روبرت فيندر من جامعة أكسفورد: "نظرًا لأن المستعر الأعظم كان ناتجًا عن تكوين النجم النيوتروني ، فإن حدودنا لعمر بقايا المستعر الأعظم تحد أيضًا من عمر النجم النيوتروني في Circinus X-1". المملكة المتحدة

يساعد شباب Circinus X-1 في تفسير تقلباته الجامحة في السطوع والمدار غير المعتاد لنجميه ، الأمر الذي حير علماء الفلك لسنوات. المدار غريب الأطوار - غير دائري - وتتناقص الفترة التي يدور فيها النجمان عن بعضهما البعض عدة دقائق كل عام. هذا هو بالضبط ما هو متوقع بالنسبة لثنائي صغير من الأشعة السينية تم تعطيله بسبب انفجار مستعر أعظم قبل أن يكون لسحب جاذبية النجوم بعضها بعض الوقت لتدوير المدار وتثبيته.

أشارت الملاحظات السابقة باستخدام التلسكوبات الأخرى إلى ضعف المجال المغناطيسي للنجم النيوتروني في Circinus X-1. هذا ، بالإضافة إلى حداثة النظام النجمي ، أدى إلى نظريتين محتملتين: إما أن يولد نجم نيوتروني بمجال مغناطيسي ضعيف ، أو يمكن أن يصبح سريعًا غير ممغنط لأنه يسحب مادة من نجمه المصاحب إلى نفسه. لم يكن أي من الاستنتاجين متوقعًا من النظريات الحالية لتطور النجوم النيوترونية.

في مجرتنا ، ثنائيات الأشعة السينية الوحيدة المؤكدة داخل بقايا المستعر الأعظم هي SS 433 ، التي يتراوح عمرها بين 10000 و 100000 عام ، وتتصرف بعدة طرق مثل نسخة أقدم من Circinus X-1. اثنان من ثنائيات الأشعة السينية الأخرى المرشحة في المجرات القريبة لها أعمار مماثلة لـ SS 433.

بالإضافة إلى بيانات شاندرا ، كانت الملاحظات الراديوية من مصفوفة مضغوط تلسكوب أستراليا حاسمة في هذه النتائج. ورقة بحثية تصف هذه النتائج متاحة على الإنترنت وتظهر في عدد 3 ديسمبر من مجلة الفيزياء الفلكية.

يدير مركز مارشال لرحلات الفضاء التابع لناسا في هنتسفيل ، آلا ، برنامج شاندرا لمديرية المهام العلمية التابعة لناسا في واشنطن. يتحكم مرصد سميثسونيان للفيزياء الفلكية في كامبريدج ، ماساتشوستس ، في علوم تشاندرا وعمليات الطيران.


من المحتمل أن تكون المستعرات الأعظمية المارقة قد قفزت في الفضاء بواسطة مقلاع الثقب الأسود

تظهر صورة تلسكوب هابل الفضائي هذه مجرة ​​بيضاوية ذات ممرات غبار مظلمة وناعمة ، وهي علامة على اندماج مجرة ​​حديثًا. تم العثور على سوبرنوفا بعيدًا عن هذه المجرة ، نتيجة الاندماج الذي نتج عنه ثقب أسود ثنائي. الائتمان: ناسا ووكالة الفضاء الأوروبية وريان فولي

المستعرات الأعظمية المارقة التي تنفجر بمفردها في الفضاء السحيق تمثل لغزًا فلكيًا. من أين أتوا؟ كيف وصلوا الى هناك؟ الإجابة المحتملة: مقلاع ثنائي للثقب الأسود ، وفقًا لدراسة جديدة أجراها رايان فولي ، أستاذ علم الفلك والفيزياء في جامعة إلينوي.

باستخدام بيانات من تلسكوب هابل الفضائي والتلسكوبات الأخرى التابع لناسا ، تتبع فولي 13 نجمًا متفجرًا بسرعة عالية إلى المجرات التي أتوا منها للعثور على مجموعة غريبة من الأحداث التي أدت إلى موت النجوم وحدهم. تم نشر النتائج التي توصل إليها في الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية.

شرع فولي في حل أحجية نوع نادر وغريب من المستعر الأعظم الموجود بعيدًا عن أي مجرات أو عناقيد نجمية. تُعرف المستعرات الأعظمية بأنها غنية بالكالسيوم لأنها تنتج كمية كبيرة بشكل غير عادي من الكالسيوم.

قال فولي: "بالنظر حول المكان الذي انفجرت فيه المستعرات الأعظمية ، لا يوجد شيء هناك - لا أثر لتشكيل النجوم ، ولا مجموعات من النجوم القديمة ، ولا يوجد شيء في الجوار". "لذلك علمت أن هذه الأشياء كانت تبدأ في مكان آخر وتتحرك مسافات طويلة قبل أن تموت."

من خلال فحص المواقع والحركية الخاصة بالمستعرات الأعظمية ، تمكن من تحديد أن النجوم التي انفجرت قد طردت من مجراتها بسرعات عالية جدًا ، قبل ملايين السنين من انفجارها.

لفهم كيف ابتعدت المستعرات الأعظمية عن مجراتها - حتى نصف مليون سنة ضوئية - تتحرك بسرعات عالية ، نظر إلى المجرات التي أنتجت النجوم قبل طردها.

قال فولي: "أياً كان وضع النظام النجمي في الحالة التي هو على وشك الانفجار ، فهو مرتبط بمركز المجرة التي جاء منها".

أولاً ، لاحظ أن العديد من المجرات كانت تتكون فقط من نجوم قديمة ، مما يعني أن المستعرات الأعظمية الغنية بالكالسيوم يجب أن تأتي من مجموعة من النجوم الأكبر سناً مثل الأقزام البيضاء. تصبح معظم النجوم أقزامًا بيضاء بعد أن تتوقف عن إنتاج طاقة جديدة.

تُظهر صور تلسكوب هابل الفضائي هذه مجرات إهليلجية ذات ممرات غبار مظلمة وناعمة ، وهي علامة على اندماج مجرة ​​حديثًا. الغبار هو البقايا الوحيدة لمجرة أصغر استهلكتها المجرة الإهليلجية الأكبر. يشير الحرف "X" في الصور إلى موقع انفجارات المستعر الأعظم المرتبطة بالمجرات. قد يكون كل مستعر أعظم قد تم طرده جاذبيًا من مجرته المضيفة بواسطة زوج من الثقوب السوداء المركزية فائقة الكتلة. تقع SN 2000ds (يسار) على بعد 12000 سنة ضوئية على الأقل من مجرتها ، و NGC 2768 SN 2005cz (يمين) تبعد 7000 سنة ضوئية على الأقل عن مجرتها ، NGC 4589. تقع NGC 2768 على بعد 75 مليون سنة ضوئية من الأرض ، و NGC 4589 تبعد 108 مليون سنة ضوئية ، المستعرات الأعظمية هي جزء من إحصاء لـ13 مستعر أعظم لتحديد سبب انفجارها خارج الحدود الدافئة للمجرات. تستند الدراسة إلى صور مؤرشفة تم إجراؤها بواسطة العديد من التلسكوبات ، بما في ذلك هابل. تم رصد كلتا المجرتين بواسطة كاميرا هابل المتقدمة للمسوحات. تم التقاط صورة NGC 4589 في 11 نوفمبر 2006 ، وصورة NGC 2768 في 31 مايو 2002. Credit: NASA، ESA، and R. Foley (University of Illinois)

من أجل إنتاج نوع الانفجارات الملحوظة ، يجب على القزم الأبيض أن يستنزف الكتلة من النجم المرافق. في هذه الحالة ، يكون النجمان في نظام ثنائي حيث يدور الزوجان حول بعضهما البعض حتى تمزق قوى المد والجزر أحدهما بعيدًا. تلك المادة تُلقى على النجم الآخر مما يتسبب في حدوث انفجار. تم العثور على الآلاف من هذه المستعرات الأعظمية داخل المجرات ، ولكن كيف انتهى الأمر بهذه الحالات الفردية في رحلات فردية فائقة السرعة عبر الفضاء؟

عند النظر عن كثب ، لاحظ فولي بعد ذلك أن جميع المجرات التي أنتجت المستعرات الأعظمية الجامحة أظهرت علامات اندماج - تصطدم مجرتان وتعيد ترتيبهما في مجرة ​​واحدة كبيرة. هذا عندما سقطت كل قطع الألغاز معًا من أجل فولي.

قال فولي: "كانت السرعات لا تصدق ، في حدود 4.5 مليون ميل في الساعة". "هناك طريقة واحدة فقط لتحريك نظام نجمي ثنائي بهذه السرعة: مقلاع من تحليق قريب من ثقب أسود فائق الكتلة. كيف تحصل على ثقب أسود ثنائي فائق الكتلة؟ ادمج مجرتين."

عندما تندمج المجرات ، تشكل ثقوبها السوداء نظامًا ثنائيًا يعطل تصميم الرقصات المنسقة بعناية لكلتا المجرتين. في المراوغة ، أحيانًا سيواجه نظام القزم الأبيض الثنائي الثقب الأسود الثنائي.

يقدم هذا الرسم التوضيحي سيناريو معقولًا لكيفية انفجار النجوم المتشردة على شكل مستعرات عظمى خارج الحدود الدافئة للمجرات. 1) يجتمع زوج من الثقوب السوداء معًا أثناء اندماج المجرة ، ويسحب كل منهما ما يصل إلى مليون نجم. 2) يتجول نظام النجم المزدوج قريبًا جدًا من الثقبين الأسودين. 3) تقوم الثقوب السوداء بعد ذلك بقذف النجوم من المجرة بقوة الجاذبية. في الوقت نفسه ، يتم تقريب النجوم من بعضها البعض. 4) بعد الخروج من المجرة ، تقترب النجوم الثنائية من بعضها البعض حيث يتم نقل الطاقة المدارية بعيدًا عن الثنائي في شكل موجات ثقالية. 5) في النهاية ، تقترب النجوم بدرجة كافية بحيث تمزق أحدها بفعل قوى المد والجزر. 6) عندما يتم إلقاء مادة من النجم الميت بسرعة على النجم الباقي ، يحدث مستعر أعظم. الائتمان: وكالة ناسا ووكالة الفضاء الأوروبية وب. جيفريز وأيه فيلد (STScI)

قال فولي: "لديك شريكان في الرقص ، وهما يفعلان ، ويقذف أحدهما بعيدًا". "تم إخراج القزم الأبيض وشريكه مثل مقلاع ، وبعد السفر بسرعة عالية لمدة 50 مليون سنة ، انفجر في وسط اللا مكان. إنها سلسلة معقدة من الأحداث ، ولكن اتضح أنها في الواقع إنه مسار منطقي للغاية لهذه الظاهرة الغريبة المتمثلة في المستعرات الأعظمية فائقة السرعة ".

يأمل فولي أنه في المستقبل ، يمكن استخدام هذه الأنواع من المستعرات الأعظمية للعثور على المزيد من أنظمة الثقوب السوداء فائقة الكتلة ، والتي تعد بحد ذاتها ظواهر نادرة ومثيرة للاهتمام يمكن أن تعطي نظرة ثاقبة للجاذبية والنسبية العامة والخاصة والكوازارات والطاقة المظلمة وألغاز أخرى. علم الفلك والفيزياء. تشارك إلينوي بالفعل في العديد من الدراسات الاستقصائية في علم الفلك التي يمكن البحث عنها بحثًا عن مستعرات فائقة السرعة غنية بالكالسيوم.

قال فولي: "يمكن أن تكون هذه المستعرات الأعظمية فتات الخبز لنجد طريقنا إلى هذه الثقوب السوداء الثنائية فائقة الكتلة ، ومن المحتمل أن نجدها بأعداد أكبر بكثير".


وصفة لدمج الثقب الأسود

كان اكتشاف موجة الجاذبية حدثًا تاريخيًا بشر بمرحلة جديدة من علم الفلك. يتيح النموذج العددي للكون الآن للباحثين سرد قصة نظام الثقب الأسود الذي تسبب في حدوث الموجة. انظر الرسالة ص 512

تم الكشف عن أول مصدر لموجة الجاذبية في 14 سبتمبر 2015. ما أثار دهشة البعض هو أن الإشارة جاءت من اندماج ثقبين أسودين ، كل منهما تزيد كتلته عن 30 مرة كتلة الشمس. الآن ، في الصفحة 512 ، Belczynski وآخرون. 1 لا يُظهر فقط أن مثل هذا النظام يمكن أن ينشأ بشكل طبيعي من فهمنا لكيفية تفاعل النجوم في الأنظمة الثنائية ، ولكن أيضًا يكشف عن تاريخ الثقوب السوداء منذ ولادتها كنجمين ضخمين.

سعت مجموعات أخرى 2،3،4 إلى توصيف مصدر موجة الجاذبية (المعروفة الآن باسم GW 150914) ، ولكن ما يميز عمل بيلتشينسكي وزملائه هو أنهم أنشأوا نموذجًا عدديًا للكون يسمح بكل مرحلة لتطور النجوم الثنائية التي يجب اتباعها ، منذ ولادة الكون حتى الوقت الحاضر. مكنهم ذلك من البحث في قائمة الثنائيات التي يمكن ملاحظتها للثقب الأسود للعثور على تلك التي تطابق معلمات مصدر موجة الجاذبية. ثم قاموا بعد ذلك بتتبع تطور كل مصدر مرشح لتقدير الاحتمال النسبي الذي يمكن أن يكون المصدر قد تسبب في الحدث ، وبالتالي تحديد أيهما كان الأكثر احتمالا.

استنتج المؤلفون أن الثقوب السوداء ربما بدأت كنجمين كتلتهما 40 إلى 100 مرة من كتلة الشمس وولدتا بعد حوالي ملياري سنة من الانفجار العظيم. تحولت هذه النجوم إلى ثقوب سوداء بعد 5 ملايين سنة أخرى ، واندمجت بعد ذلك بعد 10.3 مليار سنة ، وأصدرت إشارة موجات الجاذبية التي تم اكتشافها بعد 1.2 مليار سنة (الشكل 1). السيناريوهات الأخرى ممكنة ، لكنها أقل احتمالا.

بيلتشينسكي وآخرون. 1 استخدم نماذج عددية للكون لفتح تاريخ النظام الثنائي للثقب الأسود الذي تسبب في موجة الجاذبية التي تم الإبلاغ عنها في عام 2015. أ، يقترحون أن أحد النجمين في النظام الثنائي السلف انفجر على شكل مستعر أعظم (غير موضح) ، مكونًا ثقبًا أسود. ب، كان هذا قد غمره النجم الثاني أثناء تطوره وتوسعه ، مما أدى إلى إنشاء نظام يتشارك فيه الجسمان في نفس الغلاف الغازي. ج، أدى التفاعل بين الجسمين إلى تقليل المسافة بينهما تدريجيًا ، وشكل النجم الثاني ثقبًا أسود. د، استمر الثقبان الأسودان في الاقتراب من خلال إشعاع موجات الجاذبية ، وفي النهاية تم دمج وتوليد موجات جاذبية قوية بما يكفي لاكتشافها.

كانت الثقوب السوداء عبارة عن وحوش ، وأظهرت النتائج أن أسلافها كانت من أكثر النجوم سطوعًا وأضخمها في الكون. إذا كان العمر المقترح لتشكيل النجوم صحيحًا ، فقد يكونون قد ساهموا في إعادة تأين الكون - أحد الأحداث الرئيسية في تطور الكون. من المحتمل أيضًا أن تكون النجوم نقية نسبيًا في التركيب: فهي تتكون في الغالب من الهيدروجين والهيليوم ، وتحتوي على أقل من 10٪ من العناصر الثقيلة (مثل الكربون والأكسجين والحديد) التي تلوث شمسنا. يشير هذا إلى أن النجوم كانت في مجرة ​​قزمة صغيرة ، بدلاً من مجرة ​​حلزونية كبيرة ، مثل مجرتنا درب التبانة.

هذه الدراسة مهمة لسببين. أولاً ، يوفر GW 150914 اختبارًا مثيرًا لنظرية التطور النجمي. في السابق ، كانت المستعرات الأعظمية المنهارة الأساسية تمثل المرحلة الأخيرة من حياة النجم التي يمكن استخدامها لتقييد طبيعة النجوم 5. بيلتشينسكي وآخرون. لقد تجاوزت ذلك إلى الحدث النهائي الذي يحدث داخل ثنائي نجمي نجا بالفعل من مستعر أعظم. لذلك ، فإن عملهم يضع قيودًا صارمة على تطور النجوم وكيفية موت النجوم في المستعرات الأعظمية. ثانيًا ، يوفر طريقة جديدة لقياس دقة نماذج تشكل النجوم والتطور الكوني عبر تاريخ الكون.

هناك بالطبع محاذير وافتراضات تضيف عدم اليقين إلى نموذج بيلتشينسكي وزملائه. يتمثل أحد عوامل عدم اليقين في مدى ضخامة الثقب الأسود الذي يتكون من النجم ، ويتحدد ذلك من خلال مدى انفجار المستعرات الأعظمية المكونة للثقب الأسود. تعد الطبيعة المتفجرة للنجوم الضخمة موضوعًا ساخنًا للبحث ، حيث تشير بعض الأدلة 6،7 إلى أن الثقوب السوداء يمكن أن تتشكل مباشرة من النجوم بدون سوبر نوفا ، وهو ما يفترضه بيلتشينسكي وزملاؤه. لكن النجوم قد تشكل أيضًا ثقوبًا سوداء وتنفجر. في الأنظمة الثنائية ، قد يؤثر ذلك على طبيعة نظام الثقب الأسود النهائي ، والوقت الذي تستغرقه الثقوب السوداء للاندماج.

تتضمن حالة عدم اليقين الأخرى مرحلة وسيطة من تطور النجوم الثنائية. مع تطور النجوم في الثنائيات ، يزداد أنصاف أقطارها ، وأحيانًا تنمو إلى حجم مدارها بحيث تتعارض مع بعضها البعض - وهذا ما يسمى بمرحلة الغلاف المشترك. عادةً ما يفقد النجم الذي ينمو أولاً غلافه الخارجي من الغاز ، تاركًا قلبًا صغيرًا ساخنًا يشكل في النهاية ثقبًا أسود. يتناقص حجم مدار الثنائي خلال هذه العملية. أثناء اندماج اثنين من الثقوب السوداء ، كلما اقترب الجسمان من وجودهما عند تشكلهما ، كلما تم دمجهما بشكل أسرع. لكن الباحثين لا يعرفون إلى أي مدى يمكن أن يتقلص المدار في مرحلة الغلاف المشترك على الرغم من عقود من العمل المكرس للعثور على إجابة 8.

قد تساعد إشارات الموجات الثقالية المستقبلية علماء الفيزياء الفلكية على تقييد كلا الشكين ، ولكن في الوقت الحالي ، بيلتشينسكي وآخرون. إنشاء كون نموذجي "متفائل" و "متشائم" لتقييم أعلى وأدنى معدلات ممكنة لدمج الثقوب السوداء. لقد أظهروا أن الأنظمة التي ستشكل ثنائيات للثقوب السوداء من النوع الذي أنتج GW 150914 ستتشكل في كلا النموذجين ، وأن معدل اندماج الثقوب السوداء في الكون يتطابق مع ما يُستدل عليه من اكتشاف موجات الجاذبية. يقترح المؤلفون أيضًا أن دوران النجوم حول محاورها ليس مطلوبًا لشرح معظم مصادر موجات الجاذبية ، ولكن تم اقتراح أن مثل هذا الدوران يمكن أن يزيد من عدد عمليات اندماج الثقوب السوداء 9. ومع ذلك ، لا يزال هناك المزيد من العمل الذي يتعين القيام به ، والمزيد من الفيزياء لتضمينها في النماذج.

تعد دراسة بيلتشينسكي وزملائه مثيرة للغاية لأنها تدرس تأثيرات قيود جديدة على كيفية تطور النجوم والكون ، والتي تم تحديدها بواسطة GW 150914. مع كل إشارة موجة جاذبية يتم اكتشافها ، سنتعلم شيئًا جديدًا. ومع الشائعات التي تفيد بأنه سيتم الإعلان عن المزيد من الأحداث قريبًا ، قد لا نضطر إلى الانتظار طويلاً للدرس التالي.


مقال MINI REVIEW

  • 1 قسم الفيزياء والفلك جاليليو جاليلي ، جامعة بادوفا ، بادوفا ، إيطاليا
  • 2 INFN & # x02013Padova ، بادوفا ، إيطاليا
  • 3 INAF & # x02013Osservatorio Astronomico di Padova ، بادوفا ، إيطاليا

نستعرض العمليات الفيزيائية الرئيسية التي تؤدي إلى تكوين الثقوب السوداء الثنائية النجمية (BBHs) واندماجها. يمكن أن تتكون BBHs من التطور المعزول للنجوم الثنائية الضخمة. فيزياء المستعرات الأعظمية المنهارة الأساسية وعملية الغلاف المشترك هما المصدران الرئيسيان لعدم اليقين بشأن قناة التكوين هذه. بدلاً من ذلك ، يمكن أن يشكل ثقبان أسودان ثنائيًا من خلال لقاءات ديناميكية في عنقود نجمي كثيف. تترك قناة التكوين الديناميكي العديد من البصمات على خصائص الكتلة والدوران والمدارية لـ BBHs.


انفجار سوبر نوفا يوفر أدلة لتحديد عمر نظام النجم الثنائي

Data from NASA's Chandra X-ray Observatory has revealed faint remnants of a supernova explosion and helped researchers determine Circinus X-1 -- an X-ray binary -- is the youngest of this class of astronomical objects found to date.

As the name suggests, X-ray binaries are star systems made up of two parts: a compact stellar remnant -- either a neutron star or a black hole and a companion star -- a normal star like our sun. As they orbit one another, the neutron star or black hole pulls in gas from the companion star. This heats the gas to millions of degrees, producing intense X-ray radiation and making these star systems some of the brightest X-ray sources in the sky.

Sebastian Heinz and his team at the University of Wisconsin-Madison (UW) discovered Circinus X-1 is less than 4,600 years old, making it the youngest X-ray binary system ever seen. This discovery, made in parallel with a radio telescope in Australia, provides scientists unique insight into the formation of neutron stars and supernovas, and the effect of the supernova's explosion on a nearby companion star.

"X-ray binaries provide us with opportunities to study matter under extreme conditions that would be impossible to recreate in a laboratory," Heinz said. "For the first time, we can study a newly minted neutron star in an X-ray binary system."

Astronomers have detected hundreds of X-ray binaries throughout the Milky Way and other nearby galaxies. However, these older X-ray binaries, with ages typically measured in millions of years, only reveal information about what happens much later in the evolution of these systems. "It's critical that we see what these X-ray binaries are doing at all stages of their lives," said co-author Paul Sell, also of UW. "Circinus X-1 is showing us what happens in a cosmic blink of an eye after one of these objects is born."

To determine the age of Circinus X-1, the team of astronomers needed to examine the material around the orbiting pair of stars. However, the overwhelming brightness of the neutron star made it too difficult for researchers to observe that interstellar gas. The team recently caught a break, when they observed the neutron star in a very faint state -- dim enough for scientists to detect the X-rays from the supernova shock wave that plowed through the surrounding interstellar gas. "Since the supernova was triggered by the formation of the neutron star, our limit on the age of the supernova remnant also limits the age of the neutron star in Circinus X-1," said co-author Robert Fender of the University of Oxford in the U.K.

The youth of Circinus X-1 helps explain its wild swings in brightness and the highly unusual orbit of its two stars, which had puzzled astronomers for years. The orbit is very eccentric -- non-circular -- and the period during which the two stars orbit each other is decreasing by several minutes every year. This is exactly what is expected for a young X-ray binary disrupted by a supernova explosion before the gravitational pull of the stars on each other has had time to circularize and stabilize the orbit.

Previous observations with other telescopes indicated the magnetic field of the neutron star in Circinus X-1 is weak. That, in addition to the star system's young age, has led to two possible theories: either a neutron star can be born with a weak magnetic field, or it can quickly become de-magnetized as it pulls material from its companion star onto itself. Neither conclusion was expected from existing theories of neutron star evolution.

In our galaxy, the only other established X-ray binary within a supernova remnant is SS 433, which is between 10,000 and 100,000 years old, and behaves in many ways like an older version of Circinus X-1. Two other candidate X-ray binaries in nearby galaxies have ages similar to SS 433.

In addition to the Chandra data, radio observations from the Australia Telescope Compact Array were critical in these findings. A paper describing these results is available online and appears in the Dec. 3 issue of The Astrophysical Journal.

NASA's Marshall Space Flight Center in Huntsville, Ala., manages the Chandra program for NASA's Science Mission Directorate in Washington. The Smithsonian Astrophysical Observatory in Cambridge, Mass., controls Chandra's science and flight operations.


Blistering Stars in the Universe: Rare Insights Into How Violent Supernova Explosions Affect Nearby Stars

What happens if a supernova explosion goes off right beside another star? The star swells up, which scientists predict as a frequent occurrence in the Universe. Supernova explosions are the dramatic deaths of massive stars that are about 8 times heavier than our Sun.

Most of these massive stars are found in binary systems, where two stars closely orbit each other, so many supernovae occur in binaries. The presence of a companion star can also greatly influence how stars evolve and explode. For this reason, astronomers have long been searching for companion stars after supernovae — a handful have been discovered over the past few decades and some were found to have unusually low temperatures.

When a star explodes in a binary system, the debris from the explosion violently strikes the companion star. Usually, there’s not enough energy to damage the whole star, but it heats up the star’s surface instead. The heat then causes the star to swell up, like having a huge burn blister on your skin. This star blister can be 10 to 100 times larger than the star itself.

The swollen star appears very bright and cool, which might explain why some discovered companion stars had low temperatures. Its inflated state only lasts for an ‘astronomically’ short while — after a few years or decades, the blister can “heal” and the star shrinks back to its original form.

In their recently published study by a team of scientists led by OzGrav postdoctoral researcher Dr. Ryosuke Hirai (Monash University), the team carried out hundreds of computer simulations to investigate how companion stars inflate, or swell up, depending on their interaction with a nearby supernova. It was found that the luminosity of inflated stars is only correlated to their mass and doesn’t depend on the strength of the interaction with supernova. The duration of the swelling is also longer when the two stars are closer in distance.

“We applied our results to a supernova called SN2006jc, which has a companion star with a low-temperature. If this is in fact an inflated star as we believe, we expect it should rapidly shrink in the next few years,” explains Hirai

The number of companion stars detected after supernovae are steadily growing over the years. If scientists can observe an inflated companion star and its contraction, these data correlations can measure the properties of the binary system before the explosion — these insights are extremely rare and important for understanding how massive stars evolve.

“We think it’s important to not only find companion stars after supernovae, but to monitor them for a few years to decades to see if it shrinks back,” says Hirai.

Reference: “Observability of inflated companion stars after supernovae in massive binaries” by Misa Ogata, Ryosuke Hirai and Kotaro Hijikawa, 21 May 2021, الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية.
DOI: 10.1093/mnras/stab1439


شاهد الفيديو: 131. كيف اتكونت الثقوب السوداء الهائلة (شهر اكتوبر 2021).