[ST0P_IM_T0P]

نجم مغناطيسي







رسم يظهر نجم مغناطيسي متضمنا خطوط الحقل المغناطيسي.


نجم مغناطيسي (بالإنجليزية: Magnetar) هو نوع من النجوم النيوترونية تتميز ب حقل مغناطيسي قوي. تصل شدة الحقل المغناطيسي في هذه النجوم إلى حوالي 100 مليار تسلا. وهي أقوى بحوالي 100 مرة من الحقل المغناطيسي للنجم النيوتروني العادي.
يتسبب هذا المجال المغناطيسي الشديد في إصدار أشعة كهرومغناطيسية عالية الطاقة وعلى الأخص الأشعة السينية واشعة جاما.

و فكر العالمان الفيزيائيان روبرت دنكان وكريستوفر تومسون عام 1992 في صياغة نظرية لتفسير تلك الظواهر، وكان دنكان قد قام بتسجيل أول انفجار أشعة غاما يوم 05/03/1979 واعتبره نجما مغناطيسيا.

ثم أصبح افتراض وجود النجوم المغناطيسية من الأمور المسلم بها خلال العقود التالية وهي تفسر نباضات جاما الضعيفة soft gamma repeater ونباضات أشعة إكس الشاذة anomalous X-ray pulsar.
اكتشف أول نجم مغناطيسي عام 1989.








وصفه

لم تدرس النجوم المغناطيسية بالقدر الكافي حتى الآن لقلة وجودها قريبة من الأرض. يبلغ قطر النجم المغناطيسي أو المغناطار نحو 20 كيلومتر ولكن كتلته تكون أكبر من كتلة الشمس. وكثافة النجم المغناطيسي عالية جدا بحيث يصل كتلة عقلة الإصبع منه نحو 100 مليون طن وتسمى مادته أحيانا نيوترونيوم. ويدور النجم المغناطيسي بسرعة هائلة حول محوره حتى أنه ينهي دورة بين 1 و 10 ثوان.
تصل بعض النجوم ذات كتلة أكبر من الشمس عند نهاية عمرها وتتحول إلى نجم مغناطيسي، وتلا تبقى على تلك الحالة طويلا. فمجالهم المغناطيسي البالغ الشدة يتتضاءل خلال 10.000 سنة بعدما ينخفض معدل إصداره للأشعة السينية العالية الطاقة. وبحسب المشاهدة حتى الآن فتقدر بعض التقديرات وجود نحو 30 مليون نجما مغناطيسيا خامدا في مجرتنا مجرة درب التبانة.

وعندما تحدث زلازل على سطح النجم المغناطيسي فإنها تتسبب في تغيرات للمجال المغناطيسي وتسبب بدورها ثورات إصدار أشعة جاما العالية الطاقة، وقد سجلت تلك الأحداث من الأرض في الأعوام 1979 و 1998 و 2004.







نشأته





رسم تخيلي لنجم مغناطيسي وتوزيع خطوط مجاله المغناطيسي.


تنشأ النجوم النيوترونية من تقلص فئة معينة من النجوم خلال انفجار مستعر أعظم. ويصبح قطره نحو 10 إلى 20 كيلومتر، وينشأ له مجال مغناطيسي شديد قد يبلغ كثافة التدفق المغناطيسي له نحو لخطوط 108 تسلا. وهذا يتمشى مع قوانين الإلكتروديناميك والتي تنص على أن حاصل ضرب قطر وشدة المجال المغناطيسي خلال تقلص النجم (السالف) تبقى ثابت.
وبناءا على قانون انحفاظ الزخم الزاوي تدور النجوم النيوترونية بعد تقلصها بدورة دوران في حدود المللي ثانية. وينشأ النجم المغناطيسي عندما تكون للنجم النيوتروني مجالا مغناطيسيا ودورة أقل من 10 مللي ثانية، وإلا فينتج نجما نيوترونيا فقط أو نباض. والسبب في ذلك أن مناطق الحمل في النجم النيوتروني الشديدة الكثافة، فهي تدور بعد التقلص مباشرة بسرعة تصل 10 مللي ثانية للدورة الواحدة. فإذا كانت دورة النجم أسرع من ذلك فإن التأثير الكهرومغناطيسي المماثل لعمل المولد الكهربائي يعمل على تحويل الطاقة الحركية لدوامات الحمل إلى طاقة مغناطيسية خلال 10 ثوان.
ينشأ عن ذلك مجال مغناطيسي مقداره 1011 تسلا أي أكبر نحو 1000 مرة من المجال المغناطيسي لنجم نيوتروني عادي. وتصل كثافة الكتلة الناشئة عن مثل كثافة الطاقة هذه طبقا لتكافؤ الكتلة والطاقة (E=mc2) إلى عدة عشرات الأطنان لكل سنتيمتر3. مثل هذا المجال المغناطيسي البالغ الشدة يغير شكل الفراع الكمومي، بحي يجعل الفضاء الخالي من المادة ذو معامل انكسار مزدوج.
فإذا كان محور المجال المغناطيسي مائلا بالنسبة إلى محور الدوران، عندئذ يشع النجم موجة راديوية دوريا لها طاقة تكون في حيز 108 ضعف لمجموع القدرة الإشعاعية للشمس. وتستخلص تلك الطاقة من طاقة الحركة الدورانية للنجم والتي تستهلك خلال 10.000 سنة، وتصبح دورة الدوران عدة ثوان. أما النباضات العادية فيقل معدل انخفاض دورتها الدورانية عن ذلك كثيرا ولذلك فهي تدور بسرعات أكبر كثيرا.





نجم عود الصليب







في هذه السديم "سديم عود الصليب " يوجد نجم عود الصليب.


نجم عود الصليب أو دبليو آر102 كي إيه في الفلك (بالإنجليزية : WR 102ka) هو نجم فائق الكتلة، تبلغ كتلته بين 10 إلى 50 [[كتلة شمسية ويقع في كوكبةالرامي. يعتبر هذا النجم عملاق عظيم فائق أزرق اللون ويتبع تصنيف نجم ولف-رايت، وهو حاليا ثاني أسطع النجوم في مجرتنا مجرة درب التبانة.
يبعد نجم عود الصليب عنا نحو 26.000 سنة ضوئية وتم اكتشافه بواسطة مقراب سبيتزر الفضائي حيث وجده بالقرب من مركز المجرة. وقد سمي بهذ الاسم طبقا لاسم سديم عود الصليب الذي يحيطه والذي يشبه وردة عود الصليب.





صفاته

لا يظهر النجم دبليو أر102 كي إيه في نطاق الضوء المرئي، وإنما في نطاق طيف الأشعة تحت الحمراء ولهذا كان اكتشافه بواسطة مقراب سبيتزر الفضائي. ثم رصده تلسكوب التقنية الجديدة NTT التابع للمرصد الأوروبي الجنوبي ايسو ذو مرآة قطر 6و3 متر الموجود في شيلي واستطاع قياس شدة ضيائه التي اتضح بأنها تزيد عن ضياء الشمس نحو 2و3 مليون مرة، ولكنه لم يستطع قياس قدره المطلق وربما كان مشابها للقدر المطلق للنجم العملاق إيتا القاعدة.
وينتمي نجم عود الصليب إلى الفئة الطيفية WN خارج النسق الأساسي كما ينتمي في نفس الوقت إلى نوع نجم ولف-رايت والتي تتميز بطيف انبعاث النتروجين.






تطوره

تكون النجوم الشديدة السطوع في نفس الوقت نجوما ذات كتلة فائقة. ويعتقد الفلكيون أن نجم عود الصليب بدأ نشأته كمتغير أزرق شديد الضياء LBV حيث وصلت كتلته بين 150 - 200 ضعفا للكتلة الشمسية. توجد تلك النجوم الفائقة الكتلة نادرا جدا وتحير العلماء حيث تتعدى كتلة كل منها حد كتلة تكوّن النجم والمعروف بحد إدنجتون. فمن الوجهة النظرية عندما تتعدى كتلة نجم ذلك الحد فإنه ينتج طاقة إشعاع فائقة تجعله غير مستقرا حيث أن ضغط الإشعاع العامل من الداخل إلى الخارج يفوق قوة الجاذبية العاملة من الخارج إلى الداخل مما يجعل النجم يلفظ جزءا من طبقاته الخارجية. وقد ينقسم النجم بذلك إلى نجمين (نجم ثنائي) أو أكثر
والآن يتميز نجم عود الصليب بكتلة بين 10 إلى 50 كتلة شمسية وهو من نوع نجم ولف-رايت. ويبلغ قطره أكبر 100 مرة من قطر الشمس. وتتميز النجوم من نوع نجم ولف-رايت بأنها تلفظ جزءا من مادتها مما يجعلها تفقد من كتلتها. وتنطلق من النجم في هيئة رياح نجمية يسرعها الإشعاع وقد تصل سرعاتها إلى 6و1 مليون كيلومتر في الساعة مما يجعلها تفقد بمرور عدة آلاف أو عدة ملاييين السنين ما يعادل عدة كتل شمسية.
ويعتقد العلماء أن نجم عود الصليب WR 102ka سوف ينتهي عمره القصير خلال عدة ملايين السنين بانفجار في هيئة مستعر أعظم وربما يكون المستعر من نوع مستعر أعظم 1 سي. سيغلب ضياء المستعر الناشئ ضياء جميع نجوم المجرة إلا أنه لن يرى من الأرض حيث يمتص ما يحيطه من غاز وغبار كل الضوء الصادر منه تقريبا.





نجم نيوتروني







رسم توضيحي ل نباض ، ويعتقد وجود نجم نيوتروني في وسطه. كما تبين خطوط المجال المغناطيسي ، ونفاثاتي اطلاق الطاقة في هيئة مخروكين ضيقين.


النجم النيوتروني (بالإنكليزية: Neutron Star) هو جرم سماوي ذو قطر متوسط يقدر بحوالي 20 كم وكتلته تتراوح ما بين 1,44 و 3 كتلة شمسية، وهو نوع من البقايا ينتج عن الانهيار الجاذبي لنجم ضخم في مستعر أعظم من نوع: "II" أو "Ib" أو "Ic". يتكون هذا النجم بشكل خاص من مادة مكونة من النيترونات، وكثافته كبيرة فقد تصل إلى أكثر من في مركزه، أي أن سنتيمترا مكعباً من هذه المادة يعادل كيلومتراً مكعباً من الجليد ذو كثافة 1 غرام لكل سنتيمتر مكعب. والنجم النيوتروني يتمتع بخصائص أخرى غير كثافته الكبيرة، مثل الحقل المغناطيسي المحيط به، ودرجة حرارته العالية.

• بعد نفاذ الوقود الذري في النجم وهو عنصر الهيدروجين تتغلب قوى الجذب في النجم على قوى التشتت، وتنقلب مناطقه الغازية الخارجية لتصب في الداخل، وتزيد كثافة النجم شيئاً فشيئاً بتزايد انكماش الذرات داخله تحت تأثير الجاذبية. ويظل انكماش الذرات داخله مع فقدانه المتزايد للحرارة، حتي يأتي الوقت الذي تبتلع فيه نوى الذرات الإلكترونات المحيطة بها، وشيئاً فشيئاً يُصبح النجم عبارة عن نواة واحدة عظيمة الكبر، وبامتصاص البروتونات للإلكترونات تتحول بالتفاعل النووي إلى نيوترونات، وتصبح كل تلك المادة الغريبة للنجم مادة النيوترونات. ولهذا يسمى النجم النيوتروني.
• يحدث هذا التحول للنجوم حيث تنقلب إلى نجوم نيوترونية عندما تكون كتلتها في الحدود بين 44و1 و 3 كتلة شمسية. أما إذا كانت كتلة النجم أكبر من هذا الحد، فإن النجم يتحول في آخر عمره إلى ثقب أسود.

في عام 1932 اكتشف السير جيمس شادويك James Chadwick النيترون كجزيء للمادة ولذلك حصل على جائزة نوبل في الفيزياء عام 1935. في العام 1931,أي قبل اكتشاف النيترون بعام، طرح ليو دافيدوفيتش لنداو Lew Dawidowitsch Landau بشكل نظري وجود النجوم النيترونية. وفي العام 1933 بحث فالتر بادي وفريتز زفيكي النجوم النيترونية. ووصفوها، بشكل نظري على أساس نظرية ولادة النجوم، على أنها الشكل النهائي لتطور النجم.




التركيب الداخلي


عن طريق معلوماتنا عن خواص الجسيمات المشتركة في تكوين النجم النيوتروني التي نعرفها من علم الجسيمات الأولية فيمكن تقسيم باطن نجم نيوتروني قطره 20 كيلومتر إلى الطبقات الآتية:
يبلغ الضغط على سطحه صفر ، وحيث أن النيوترونات الحرة غير مستقرة فيوجد على السطح أنوية الحديد وإلكترونات. وتكون تلك الأنوية في العادة بلورات إلا أنه نظرا لقوى الجاذبية البالغة الكبر فهي تمنع تكون بلورات ترتفع فوق السطح أكثر من عدة مليمترات. وإذا فرض وكان على السطح جو من البلازما الساخنة فلن يزيد سمكها عن عدة سنتيمترات.
ويقدر سمك الطبقة المتكونة من بلورات أنوية الحديد نحو 10 متر. وتتزايد متوسط كثافة البلولورات إلى نحو 1/1000 من كثافة الأنوية نفسها مع زيادة العمق حتى عمق 10 متر. كما تتزايد نسبة النيوترونات في الأنوية وتتكون أنوية حديد غنية بالنيوترونات ، و تكون مستقرة في تلك الظروف المحيطة المتناهية الصعوبة.
وعلى عمق 10 متر يكون الضغط عالي جدا بحيث تتواجد نيوترونات حرة. ومن هنا تبدأ طبقة وسطية قد تصل إلى 1 أو 2 كيلومتر تتكون من أنوية الحديد المتبلورة بجانب سائل من النيوترونات. وفيها تتناقص نسبة الحديد من 100% إلى 0% بينما تتزايد نسبة النيوترونات . كما يرتفع متوسط الكثافة إلى أن تصل إلى كثافة أنوية الذرة وقد تزيد عنها.
يتبع الطبقة المتوسطة من النجم النيوتروني نيوترونات بحيث يصبح مكونا من نيوترونات وقليل من البروتونات والإلكترونات في حالة توازن حراري. وبحسب درجة الحرارة فإذا كانت منخفضة نسبيا فيمكن للنيوترونات ان تكون في حالة ميوعة فائقة وأن تكون البروتونات فائقة التوصيل. ويتميز النجم النيوتروني بدرجة حرارة حرجة عند درجة 1011 كلفن ، أي أن النجم النيوتروني يصل إلى حالة الميوعة الفائقة خلال فترة وجيزة من بعد تكونه.
وفي أعماق أكبر حيث ترتفع الكثافة إلى ثلاثة أضعاف كثافة النواة الذرية ولا نعرف ماهي صفات تلك الحالة الغريبة تماما عن ما نعهده ، حتى أن تمثيلها في معجل جسيمات لدراستها ليس ممكنا.
وقد تتكون على ذلك العمق منطقة مركزية من بيونات أو كايونات. وبما أن تلك الجسيمات من نوع البوزونات ولا تتبع مبدأ استبعاد باولي فإنهم جميعا يمكن ان يشغلوا نفس مستوى الطاقة الكمومي المنخفض وتكوين تكاثف بوز-اينشتاين ، وعندئذ فقد لا تستطيع تحمل الضغط الكبير جدا الواقع عليها بحيث قد يعتريها انهيار وتقلص ثاني وتصبح ثقبا أسودا.
وقد تكون إمكانية أخرى وهي تكوّن كواركات حرة ويسمى نجم كواركات. ومادة كتلك قد تتآثر بالتآثر القوي وتستقر رغم وجود الجاذبية. وحيث أن نجم كواركات يكون أكثر كثافة وبذلك يكون أصغر فمن المفروض أن يكون دوران نجم الكواركات حول محوره أسرع من النجم اليوتروني. ونجد بعض النجوم المرصودة في هيئة النباض لها دورات حول محورها أقل من 1.4 مللي ثانية إلى 30 ثانية وقد يكون النباض علامة على وجود تلك المادة الغريبة. بسبب انضغاطية النجم النيوتروني فإن جاذبية سطحها قد تفوق جاذبية الأرض حوالى مائة ألف مليون مرة.
وقد شوهد لأربعة من النباضات ارتفاع مفاجئ في تردد الدوران ويتبعه فترة ينخفض فيها تردد الدوران ، فقد يكون ذلك ناتجا عن زلزال ناشئ عن تبادل الزخم الزاوي بين الطبقة الحديدة العليا في النجم النيوتروني والطبقة التي تحتها المكونة من دوامات دوارة للسائل النيوتروني ذو الميوعة الفائقة.









يتبع