النجوم المحيره Puzzling Stars

[Mohamad Magdy 0]

بسم الله الرحمن الرحيم

 

النجوم المحيره Puzzling Stars

 

 

أدى التقدم التقنى والنظرى فى إجراء الأرصاد الفلكية ، إلى إكتشاف عدة أجسام غريبة السلوك ، إما لواقعها الفيزيائى ، أو لما فرضته الضرورة من وجودها على هذة الهيئة الغريبة ، التى تحقق فيها شروطاً نظرية نذكر منها هذة الأجسام :

 

النجوم النوابض Pulsar

 

هى مصادر راديوية سماوية ، تتبع انفجارات قصيرة شديدة ، ذات انبعاث راديوى ، وأول اكتشاف غير مرئى من هذا النوع أعلنه عام 1968 هيويش A.Hewish وزملاؤه فى جامعة كامبريدج . ومنذئذ اكتشف 458 نابضة . وتدل الدراسات النظرية ، على وجود أكثر من 200000 نابضة فى مجرة الطريق اللبنى ، معظمها أبعد من أن ترصدها المقاريب الراديوية الحالية .

 

وتتميز النوابض عن غيرها من المصادر الراديوية السماوية فى شدة انبعاثها غير الثابت ، على مدى سنوات أو يزيد ، لسلسلة من النبضات الدورية القصيرة بفاصل زمنى ثابت تقريباً ومميز لكل نابضة ويتراوح بين 0.002 و 4 ثانية .ويفترض أن يكون النبض ناتجاً عن الدوران المحورى السريع جداً للنجم الصغير ، الذى يملك مجالاً مغناطيسياً هائلاً ، وتزداد السرعة المماسية للايونات المتحركة حول النجم الدوار كلما ابتعدت عن المركز ، حتى تقترب سرعتها من الضوء ليتحول جزء منها إلى طاقة .

 

وقد نجح علماء الفلك فى قياس زمن دورة النوابض بدقة شديدة . ومن هذة الدرجة من الدقة تبين أن دورات النوابض تتزايد باستمرار ، وقد أفل بعضها بعد عمر يصل إلى 1000 سنة والبعض اآخر قد يستمر ليصل عمره إلى 1000 مليون سنة .ويرى العلماء أن النوابض ما هى إلا نجوم نيترون دوارة ذات مجال مغناطيسى قوى ، وبسبب هذا المجال المغناطيسى يتشابه إشعاع النابضة مع أشعة جهاز الإسقاط ( بروجيكتور ) ، لأانه لا يمكن رؤية لمعان النجم النيترونى الدوار ، عندما يسقط شعاعه على هوائى المقراب الراديوى . وتدل الأرصاد الجوية على أن نواة النوابض صلبة نسبياً .. وأن إشاراتها فى الترددات المختلفة تسرى فى البلازما بين النجمية بسرعات مختلفة ، ويمكن قياس المسافة التى تفصل بيننا وبين النابضة بواسطة التخلف الزمنى الناتج من إختلاف سرعة الترددات .

 

تتمركز النوابض قريباً من المستوى المجرى ، ويتوافق توزيعها مع بقايا النجوم فوق المستسعرة تقريباً . ويبدو أن الجزء الأكبر منها قد نشأ عن إنفجارات النجوم فوق المتجددة . وهذا ثابت على الأقل فى النوابض الموجودة فى سديم السرطان ، والذى أمكن رصد بعض نوابضه فى المدى الموجى المنظور .وتختلف النوابض الراديويه عن نوابض الأشعة السينية ، وكنهما يتفقان فى نظامهما المزدوج ، تحتوى بعض النوابض الراديويه على بعض النبضات من الأشعة السينية واشعة جاما ولكن مع خصائص أخرى مختلفة عنها فى النوابض الرونتجينية العادية .

 

ومن المعلوم أن عدد النوابض الراديوية قد يصل إلى ألف نابضة ، تتراوح دورات تغيرها بين 0.033 ثانية إلى 4 ثوانى ، ويرمز للنابضة بالرمز PSR بالإضافة إلى الأرقام الدالة على إحداثياتها ، فمثلاً النابضة الراديوية فى سديم السرطان Crab Nebula والتى يرمز لها PSR053+21 عنى أن مطلعها المستقيم 5 ساعت و 31 دقيقة و ميلها +21 .

 

نجوم النيترون Neutron Stars

 

هى مرحلة من مراحل أفول نجم ، كتلته ما بين متوسطة وكبيرة ، ليترك خلفه نواة منهارة عالية الكثافة قطرها حوالى 15 كم . وقبل اكتشاف النوابض كان يظن فى عدم إمكانية رصدها بسبب حجمها الضئيل . وهى أجسام مغناطيسيتها عالية تدور مغزلياً بسرعة كبيرة جداً . وتعتبر نجم النيترون ذو المجال الشديد الذى يدور مغزلياً ( عشرة آلاف مليون جاوس ) ثنائى القطب غير المنطبق على محور الدوران ، نموذجاً قياسياً للنوابض ، وما يؤيد هذا النموذج رصدياً هو ثبات فترات النبض الأساسية بوضوح ، والتى تظل ثابتة لبضع عشرات النانوثانية على مدار السنة ، وهذا الثبات أمر طبيعى ، لجسم صلب منضغط حر الحركة مثل النجم النيترونى ، ويصعب أن ينشأ عن أى عملية فيزيائية أخرى . فالجسم المنضغط الدائر مغزلياً يتباطؤ بالتدريج ، لأنه يبعث أشعاعاً كهرومغناطيسياً منخفض التردد ، متناغماً مع فترة دورانه . وقد لوحظ هذا التباطؤ التدريجى فى جميع الأجسام التى أجريت لها أرصاد كافية ودقيقة .

ويأتى تعضيد نموذج نجم النيترون من إكتشاف نابضة فى مركز سديم السرطان ، وهى بقايا فوق مستسعرة شوهدت عام 1054 م . وزيادة فترة المستسعرة القصيرة على مدى زمن 1000 سنة ، يتناغم مع عمر هذة البقايا . وخصائص هذا النجم تؤيد التنبؤ بهذا النجم النيترونى المبكر . ويؤيدها أيضاً الأجسام الستة التى وجدت مترافقة مع بعض النوابض وفوق المستسعرات .

أكتشفت نجوم النيترون عام 1968 م ، وهى نفس السنة التى أكتشفت فيها النوابض ، وهى أجرام سماوية صغيرة الحجم عالية الكثافة . لا يزيد قطرها فى المتوسط عن عشرات الكيلومترات . وذات كتلة تعادل كتلة الشمس تقريباً . وعندما تزيد كثافة نجوم النيترون إلى أكثر من مليون طن فى السم المكعب فإنها تنهار لتكون نيترونات وبروتونات والكترونات فقط .

وينشأ نجم النيترون بعد إختفاء مصادر الطاقة الحرارية فى نواة النجوم العادية حينما تزداد كتلتها عن 1.4 كتلة الشمس ، ويبدأ التضاغط الكبير نحو المركز حينما تغيب مصادر الطاقة الحرارية النووية ، ويتذبذب الوزن المكافئ للنجم ، ويحدث الأفول التجاذبى ، فإذا كانت الكتلة الداخلية للنجم ، لا تتجاوز عدة أقدار حرجة ، يظل الأفول فى الأجزاء المركزية ، وتتكون نجوم نيترونية ساخنة . وتستغرق عملية الأفول التجاذبى جزء 1 من الثانية ، وبعدها ينشأ أحد أمرين هما :

 

1 – تحول المادة إلى نجم نيترون ساخن يطلق جسيمات كثيفة من النيترونات التى تنشأ عن إتحاد الالكترونات مع البروتونات .

 

2 – انطلاق سحب مادية على حساب الطاقة النووية التى ترفع درجة حرارة المادة على حساب طاقة الدوران . وتحدث هذة الانطلاقات بسرعة كبيرة جداً . وتبدو للراصد على سطح الأرض فى صورة انفجارات نجوم فوق مستسعرة .

 

تظل نجوم النيترون على حالتها إذا كانت كتلتها أقل من 0.05 من كتلة الشمس ، وعندما تصل كتلة نجم النيترون إلى 3-5 أضعاف كتلة الشمس فإنه لا يستطيع البقاء فى حالة توازن ويتحول إلى ثقب أسود .

ومن أهم خصائص نجم النيترون ، الدوران السريع والمجال المغناطيسى القوى ، ويمكن للنجوم العادية أن تتحول إلى نجوم نيترونية ، عند التضاغط الشديد وإزدياد سرعة الدوران ، وقوة المجال المغناطيسى . وقد تصل سرعة دوران نجم النيترون نظرياً إلى دورة كل 0.001 ثانية . أما المجال المغناطيسى للنجم النيترونى فقد يفوق مجال الأرض ملايين بل بلايين المرات .

 

 

أشباه النجوم الراديوية ( الكوازرت ) Quazars

 

هى أجسام فلكية ، تظهر مثل النجوم على الألواح الفوتوغرافية ، لكنها ذات خواص أخرى ، مثل الإزاحة الحمراء الكبيرة ، التى تدل على أنها ليست نجوماً . وما يدل على نجوميتها هو قطرها الزاوى الذى يبلغ ثانية قوسية وهو الحد الأعلى لقوة تفريق المقاريب الأرضية التى يعوقها الغلاف الجوى . وإسم الكوازرت مختصر من Quazi Stellar Radio Sources .

 

اكتشفت الكوازرت عام 1961 حينما رصدت انبعاث راديوى قوى جداً من جسم شبه نجمى ، وكان يعتقد قبل هذا الوقت أن الإنبعاث الراديوى القوى يرجع مصدره إلى ما خلف النظام الشمسى من ناحية مجرات انفجارية راديوية معينة ، أو من نجوم سبق انفجارها مثل بقايا فوق المستسعرات . وقد تم ذلك باستخدام نوعين من التقنية :

 

أولهما المقياس التداخلى الذى يستغل هوائيين أو أكثر يتجهان ناحية المصدر ، وبعد أن يتم تكبير الإشارات عند كل هوائى يتم خلطهما فى موصل راديو ميكروموجى .

 

وثانيهما هى طريقة مقياس التداخل القاعدى فائق الطول very long-baseline interferometery (VLBI) الذى يسجل الإشارات على شريط تسجيل به تعاد افشارات تزامنياً بحيث يمكن دمجها لتعطى فرق جهد خارج متغير يسمى الحلقات fringes وهى تمثل الضربات الواصلة فى الطور ، والخارجة عنه للموجات الراديوية القادمة إلى الهوائيين فى أزمنة مختلفة . ويؤدى طور الحلقات إلى تعيين دقيق لإتجاه وصول الموجات الراديوية .

 

تتميز الأجسام شبه النجومية بألوان زرقة من النجوم العادية وقد وجد مرصد اينشتاين المدارى لأشعة اكس ، أن معظم هذة الأجسام يبعث بترددات قوية لأشعة اكس وقد رصد قمر الأشعة تحت الحمراء ايراس IRAS ومرصد كيبر ايربورن Kuiper Airborne بعضاً من الأشعة تحت الحمراء البعيدة .

 

فى عام 1969 م افترض دونالد ليندن بل Donald Lynden Bell أن أشباه النجوم ناشئة عن ثقوب سوداء فى مراكز المجرات ، حيث يدخل الغاز إلى داخل المجرة تحت تأثير جتذبية الثقب الأسود بشكل دوامة ، ثم يسخن ويبعث الإشعاع ويمكن أن تحتوى هذة المجرات على ثقوب سوداء تتراوح كتلتها بين 10 و 1000 مرة مثل كتلة الشمس وهى تسبب ظاهرة أشباه النجوم فى أى مجرة عادية أخرى .

 

ولقد توصل الفلكيون إلى الأدلة التى تؤيد أن اشباه النجوم التى يعتقد أنها أبعد الأجسام فى الكون ، ما هى إلا إضطرابات فى مجرات أخرى عادية ، حيث لا تتوزع المجرات بانتظام فى الكون ، ولكنها تقع فى حشود مجرية ، تصل أعدادها إلى عدة آلاف . فإذا كانت أشباه النجوم لها نفس المنشأ مثل هذة المجرات فإنه من المنطقى أن يكون لها نفس التوزيع ولكن لم يثبت وجود أى من أشباه النجوم التى يصل عددها الأن إلى ألفين ضمن حشود نجمية أو ما يشابهها .

 

 

محمد مجدى

[smart911 0]

شكرا اخ محمد مجدي على هذا التقرير الرائع

[Mohamad Magdy 0]

أشكرك أخى الكريم

 

محمد مجدى