Neutron star | النجم النيوتروني

ما هو النجم النيوتروني ؟

          في نهاية حياة النجم يتحول اما الى ثقب أسود أو نجم نيوتروني و هو النواة المنهارة لنجم عملاق ضخم عندما يصل الى نهايته  ( وهو ناتج عن انفجار مستعر أعظم لنجم ضخم، مقترنًا بانهيار الجاذبية، الذي يضغط كثافة نواة النجم القزم الأبيض إلى كثافة النوى الذرية)، والذي تتراوح كتلته الإجمالية بين 10 و25 كتلة شمسية (M☉) ، ولكن معظمها 1.35 مرة كتلة الشمس. ومن ثم، فإن متوسط كثافتها مرتفع للغاية، إذ يبلغ حوالي 1014 مرة ضعف كثافة الماء. وهذا يقارب الكثافة داخل النواة الذرية، وربما أكثر إذا كان النجم غنيًا بالمعادن بشكل خاص. تعتبر النجوم النيوترونية من أكثر الأجسام النجمية كثافة، باستثناء أي شيء موجود في قلب الثقب الأسود، وهي من أكثر الأجسام تطرفًا في الكون. باستثناء الثقوب السوداء،و هي أصغر فئة معروفة من الأجسام النجمية وأكثرها كثافة. يبلغ نصف قطر النجوم النيوترونية 10 كيلومترًا (6 ميل) وكتلتها حوالي 1.4 مليونًا.

          تقدر وكالة ناسا أنه يتواجد في مجرتنا درب التبانة ما يصل إلى مليار نجم نيوتروني . وعلى الأقل عدة مئات الملايين، وهو رقم تم الحصول عليه من خلال تقدير عدد النجوم التي تعرضت لانفجارات المستعر الأعظم. ومع ذلك، فإن الكثير منها كان موجودًا لفترة طويلة من الزمن وهدأ إلى حد كبير. غالبية النجوم النيوترونية التي تم اكتشافها حتى الآن هي نجوم نيوترونية شابة تكتسح الإشعاع النشط فوق الأرض أثناء دورانها بسرعات لا تصدق. النجوم النيوترونية الأقدم التي استغرقت مليارات السنين لإبطاء دورانها وتبريدها هي أقل وضوحًا ولكنها ليست أقل روعة.

          تُعرف النجوم النيوترونية ذات المجالات المغناطيسية القوية بشكل غير طبيعي بالنجوم المغناطيسية. أصل هذه النجوم غير الطبيعية ذات المجالات المغناطيسية فائقة القوة غير معروف.

كيف يتشكل النجم النيوتروني ؟

          يعتقد معظم الباحثين أن حياة النجم، بغض النظر عن حجمه، هي عملية توازن بين "دفعة" الجاذبية إلى الداخل والدفع إلى الخارج الذي توفره الفوتونات المتولدة أثناء إجراء الاندماج النووي، وتكوين النوى الذرية الثقيلة من النوى الخفيفة، في قلبها. . عندما ينفد الهيدروجين من النجوم لتندمج لتشكل الهيليوم، فإنها تصل إلى نهاية التسلسل الرئيسي لحياتها المتمثلة في حرق الوقود النووي. تتوقف الطاقة الخارجية، وتنتصر الجاذبية، مما يتسبب في انهيار قلب النجم على نفسه. وبينما يحدث هذا، يستمر الاندماج النووي في الغلاف الخارجي للنجم، مما يتسبب في "انتفاخ" هذه الطبقات الخارجية. تبرد هذه الطبقات الخارجية المتساقطة حول النواة التي لا تزال تنهار، والتي، إذا كانت ضخمة بدرجة كافية، ستبدأ جولة جديدة من الاندماج النووي، مما يؤدي إلى تحويل الهيليوم إلى عناصر أثقل مثل الكربون.  حيث يتوقف انهيار النواة المركزية للمستعر الأعظم عن طريق ارتفاع ضغط النيوترونات مع زيادة كثافة النواة إلى حوالي 1015 جرام لكل سم مكعب. فهلمهك و بامكان أن ينهار قلبه إلى جسم صغير وفائق الكثافة لا تزيد كتلته كثيرًا عن كتلة شمسنا. هذه النوى الصغيرة الكثيفة بشكل لا يصدق من النجوم المنفجرة هي نجوم نيوترونية. إنها من بين أكثر الأشياء غرابة في الكون.ومع ذلك، إذا كانت كتلة النواة المنهارة أكبر من حوالي ثلاث كتل شمسية، فلا يمكن تشكيل نجم نيوتروني، ومن المفترض أن تصبح النواة ثقبًا أسود.

          حتى النجوم التي تتراوح كتلتها بين 10 و20 مرة كتلة الشمس، تصل إلى حد العناصر الثقيلة التي يمكنها تكوينها (جرين، جونز، 2015، ص 251)، وينتهي بها الأمر عادةً بنواة من الحديد النقي تقريبًا. حتى هذا العنصر الثقيل ليس كثيفًا بدرجة كافية لمنع النوى الضخمة من المزيد من الانهيار. أثناء حدوث ذلك، يكون ضغط الجاذبية شديدًا للغاية لدرجة أن الإلكترونات سالبة الشحنة والبروتونات موجبة الشحنة التي تشكل نوى الحديد في قلب النجم يتم سحقها معًا، مما يخلق بحرًا من النيوترونات غير المشحونة أو المحايدة.

          يتم إنقاذ بعض النوى النجمية الضخمة في هذه المرحلة من مزيد من الانهيار من خلال ظاهرة كمومية تسمى "ضغط الانحلال النيوتروني"، والتي تحدث عندما يتم الوصول إلى مثل هذه الكثافة بحيث لا يمكن تجميع النيوترونات بشكل أقرب من بعضها البعض، مما يجعلها نجومًا نيوترونية.

          تستمر الجاذبية في ضغطها، إلى النقطة التي تصبح فيها الذرات مضغوطة جدًا ومتقاربة جدًا بحيث يتم دفع الإلكترونات بعنف إلى نواتها الأصلية، وتتحد مع البروتونات لتكوين النيوترونات. وهكذا حصل النجم النيوتروني على اسمه من تركيبته.

مما يتكون النجم النيوتروني ؟ 

          ما شكلته الجاذبية هو مادة فائقة الكثافة وغنية بالنيوترونات - تسمى النيوترونيوم - في كرة بحجم مدينة. الهيكل الداخلي الدقيق لهذا المجال هو موضوع الكثير من النقاش. التفكير الحالي هو أن النجم يمتلك قشرة رقيقة من الحديد، ربما يبلغ سمكها ميلًا أو نحو ذلك. وتحت ذلك، فإن التركيبة تتكون إلى حد كبير من النيوترونات، وتتخذ أشكالًا مختلفة كلما تواجدت في النجم النيوتروني. 

          من غير المعروف بشكل قاطع ما يوجد في مركز النجم، حيث يكون الضغط أكبر؛ تشمل النظريات الهايبرونات، والكاونات، والبيونات. تتكون الطبقات المتوسطة في معظمها من النيوترونات ومن المحتمل أن تكون في حالة "فائقة الميوعة". الطبقة الخارجية التي يبلغ طولها كيلومتر واحد (0.6 ميل) صلبة، على الرغم من درجات الحرارة المرتفعة، والتي يمكن أن تصل إلى 1,000,000 كلفن. ويتكون سطح هذه الطبقة الصلبة، حيث يكون الضغط عند أدنى مستوياته، من شكل كثيف للغاية من الحديد.

          من الخصائص المهمة الأخرى للنجوم النيوترونية  وجود مجالات جاذبية ومغناطيسية شديدة. بحيث أن جاذبية النجم النيوتروني أقوى بحوالي ألف مليار مرة من جاذبية الأرض.  نظرا لكثافتها المرتفعة، تزيد عن 1012 غاوس (المجال المغناطيسي للأرض هو 0.5 غاوس)، مما يتسبب في بلمرة الحديد السطحي على شكل سلاسل طويلة من ذرات الحديد. تصبح الذرات الفردية مضغوطة وممدودة في اتجاه المجال المغناطيسي ويمكن أن ترتبط معًا من طرف إلى طرف. تحت السطح، يصبح الضغط مرتفعًا جدًا بحيث لا يمكن للذرات الفردية أن تتواجد.

          يُعتقد أن اصطدامات النجوم النيوترونية العنيفة بشكل لا يمكن تصوره، والتي تم اكتشاف أحدها في عام 2017 بواسطة مراصد موجات الجاذبية LIGO، هي المكان الذي يتم فيه إنشاء العناصر الثقيلة مثل الذهب والبلاتين. وذلك لأنه لا يُعتقد أن المستعرات الأعظمية العادية تولد الضغوط ودرجات الحرارة المطلوبة.

          يُعتقد أيضًا أن النجوم النيوترونية مسؤولة عن العديد من الظواهر غير المفهومة، بما في ذلك الانفجارات الراديوية السريعة الغامضة (FRBs) وما يسمى بمكررات غاما الناعمة (SGRs).

          النجم النيوتروني لا يولد أي ضوء أو حرارة من تلقاء نفسه بعد تكوينه. على مدى ملايين السنين، ستبرد حرارته الكامنة تدريجيًا من 600000 درجة كلفن (مليون درجة فهرنهايت)، مما يؤدي في النهاية إلى إنهاء حياته كالبقايا الباردة الميتة لنجم كان مجيدًا ذات يوم. تشير التقديرات إلى وجود أكثر من مائة مليون نجم نيوتروني في مجرتنا درب التبانة، لكن الكثير منها سيكون قديمًا وباردًا جدًا بحيث لا يمكن اكتشافه بسهولة.

اكتشاف أول نجم نيوتروني : 

          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.

          على الرغم من أنه تم التنبؤ بالنجوم النيوترونية منذ فترة طويلة في نظرية الفيزياء الفلكية، إلا أنه لم يتم اكتشاف أول النجوم النيوترونية إلا في عام 1967، على شكل نجم نابض، من قبل السيدة جوسلين بيل بورنيل. ومنذ ذلك الحين، أصبحنا نعرف مئات أخرى، بما في ذلك النجم النابض الشهير في قلب سديم السرطان، وهو من بقايا المستعر الأعظم الذي لاحظه الصينيون في عام 1054. النجوم النابضة هي نجوم نيوترونية تنبعث منها نبضات من الإشعاع مرة واحدة في كل دورة. عادة ما يكون الإشعاع المنبعث عبارة عن موجات راديو، ولكن من المعروف أيضًا أن النجوم النابضة تنبعث في أطوال موجية بصرية وأشعة سينية وأشعة جاما. إن الفترات القصيرة جدًا، على سبيل المثال، لنجمي Crab (NP 0532) وVela النابضين (33 و83 مللي ثانية، على التوالي) تستبعد احتمال أن تكونا أقزامًا بيضاء. تنتج النبضات من ظواهر كهروديناميكية ناتجة عن دورانها ومجالاتها المغناطيسية القوية، كما هو الحال في الدينامو. في حالة النجوم النابضة الراديوية، تتحلل النيوترونات الموجودة على سطح النجم إلى بروتونات وإلكترونات. وعندما تنطلق هذه الجسيمات المشحونة من السطح، فإنها تدخل المجال المغناطيسي المكثف الذي يحيط بالنجم ويدور معه. تتسارع الجسيمات إلى سرعات تقترب من سرعة الضوء، وتطلق إشعاعًا كهرومغناطيسيًا عن طريق انبعاث السنكروترون. يتم إطلاق هذا الإشعاع كحزم راديوية مكثفة من الأقطاب المغناطيسية للنجم النابض.

هل ستصبح الشمس نجمًا نيوترونيًا (أو ثقبًا أسود)؟

          في حين أن الخط الفاصل بين النجوم النيوترونية والثقوب السوداء غامض وغير محدد بشكل جيد، فإن الخط الفاصل بين البقايا النجمية التي ستصبح شمسنا وقزمًا أبيض ونجمًا نيوترونيًا مفهوم بشكل أفضل بكثير.

          عندما تصل الشمس إلى نهاية مخزونها من الهيدروجين خلال حوالي 5 مليارات سنة، ويتوقف الضغط الخارجي الذي يحميها من انهيار الجاذبية، فسوف ينهار قلبها. بعد المرور بمرحلة العملاق الأحمر التي تنتفخ خلالها الطبقات الخارجية للشمس وتبتلع الكواكب الداخلية، بما في ذلك الأرض، يُترك قلب الشمس كقزم أبيض مشتعل.