صورة HESS للزوج الثنائي PSR B-1259-63 / SS 2883. حقوق الصورة: HESS. اضغط للتكبير.
يقع الزوج الثنائي PSR B-1259-63 / SS 2883 على بعد حوالي 5000 سنة ضوئية في الاتجاه العام لكوكبة النصف الجنوبي من الكرة الأرضية كروكس (الصليب الجنوبي). يتكون الثنائي من النجم النابض (PSR B-1259) والعملاق الأزرق الضخم (SS 2883) المحصور في رقصة متأرجحة على نطاق واسع تكرر الخطوات كل 3.4 سنوات. يدور مدار النجم النابض في المرحلة الابتدائية الأكثر ضخامة بشكل غريب لدرجة أن الزوج يمر في غضون 100 مليون كيلومتر في أقرب اقتراب ويفصلان ما يقرب من عشرة أضعاف تلك المسافة في أبعد نقطة. أثناء الاقتراب الأقرب ، تنخفض الإشارات من النجم النابض بشكل كبير حيث يتفوق عليه العملاق الأزرق الضخم.
سجل المراقبون الذين يستخدمون النظام المجسم عالي الطاقة 12.5 متر (HESS) رقصة الزوجين خلال الليالي الخالية من القمر من فبراير حتى أبريل 2004 ، وقاموا بتوقيتها مع اقتراب النجم النابض وتراجعه من أقرب نقطة للثنائي. وجد الفلكيون أن الموجات الراديوية من النجم النابض تتوافق مع إشعاع غاما فائق الارتفاع القادم من المنطقة.
وفقًا لفيليكس أهارونيان من معهد ماكس بلانك للفيزياء النووية ، هايدلبرغ ألمانيا ، فإن هذا النظام الثنائي "يسمح بـ" المراقبة عبر الإنترنت "لعمليات MHD المعقدة للغاية (المغنطيسية الهيدروديناميكية) لإنشاء وإنهاء الرياح النابضة ultrarelativistic ، وكذلك الجسيمات التسارع بموجات الصدمة النسبية ، من خلال دراسة الخصائص الطيفية والزمنية لإشعاع غاما عالي الطاقة في النظام. في هذا الصدد ، يعتبر النظام الثنائي PSR B1259-63 مختبرًا فريدًا لاستكشاف فيزياء الرياح النابضة. "
تم اكتشاف النجم النابض لأول مرة من قبل فريق من علماء الفلك في عام 1992 باستخدام تلسكوب راديو باركس في أستراليا. توجه نفاثتها المغناطيسية نحو الأرض 20 مرة في الثانية. بالإضافة إلى البث الراديوي ، يقوم النجم النابض ببث الأشعة السينية - على مستويات طاقة مختلفة - في مداره. يُعتقد أن هذه الأشعة السينية ناتجة عن إشعاع يحدث عندما يتفاعل المجال المغناطيسي النابض مع الغازات التي يطلقها العملاق الأزرق المرافق.
تم اكتشاف العملاق الأزرق SS 2883 لأول مرة ليكون رفيقًا مع النجم النابض في عام 1992. تبلغ كتلته عشرة أضعاف كتلة الشمس ، ولكن لديه درجات حرارة عالية ومحرك اندماج سريع الاحتراق. يدور بسرعة كبيرة ويخرج المواد من خط الاستواء على أساس متقطع. وفقًا لورقة "Discovery of the Binary Pulsar PSR B-1259-63… with H.E.S.S." ، "من المعروف أن النجوم تكون رياح نجمية غير متناحية تشكل قرصًا استوائيًا مع تدفق كتلة محسّن".
تمضي الورقة لتقول أن "قياسات التوقيت تشير إلى أن القرص مائل فيما يتعلق بالمستوى المداري ..." مثل هذا الميل المداري يتسبب في "عبور النجم النابض القرص مرتين بالقرب من المحيط." وفي هذه المعابر ، تُحسَّن الأشياء حقًا عندما يبدأ المجال المغناطيسي النابض بالتفاعل مع الجسيمات المشحونة في منطقة الصدمة العكسية للقذف النجمي.
ونتيجة لذلك ، يقال أن هذا النظام هو "الثنائيات الثنائية" حيث "لا يلعب حقل الفوتون المكثف الذي يوفره النجم المرافق دورًا مهمًا في تبريد الإلكترونات النسبية فحسب ، بل يعمل أيضًا كهدف مثالي لإنتاج إلكترونات عالية - أشعة غاما الطاقوية من خلال تناثر كومبتون العكسي. " توسع فيليكس من هذه الفكرة بقوله أن "النجم النابض غير معزول ، ولكنه يقع في نظام ثنائي قريب من نجم بصري قوي. في هذه الحالة ، بسبب التفاعل مع الرياح النجمية تحت ضغط غاز مرتفع ، تنتهي الرياح النابضة داخل النظام الثنائي حيث يكون المجال المغناطيسي مرتفعًا جدًا (حوالي 1 جم ، أي أكبر من 10000 إلى 100000 مرة أكبر من المآزق القياسية). علاوة على ذلك ، بسبب وجود النجم البصري ، تعاني الإلكترونات من خسائر فادحة أثناء التفاعلات (تشتت كومبتون) مع ضوء النجوم. هذا يجعل عمر الإلكترونات قصيرًا جدًا ، ساعة واحدة أو أقل. يمكن إنتاج أشعة جاما عالية الطاقة أيضًا من خلال تفاعلات الإلكترونات (وربما أيضًا البروتونات) مع الغاز الكثيف للقرص النجمي (أيضًا على مقاييس زمنية قصيرة جدًا!).
كملف ثنائي ، يعرض النظام النجمي توقيعًا واسع النطاق للطاقة استنادًا إلى مدار النجم اللامركزي والتغيرات الواسعة في كثافة المادة المحيطية حول SS 2883 التي يتفاعل معها. بالقرب من المحيط الخارجي ، تنتهي الرياح النابضة "الباردة" مع البلازما المحيطة ، وتنتهي بتكوين موجة صدمية نسبية تسرع بدورها الجسيمات إلى طاقات عالية للغاية ، 1 تي في أو أكثر. يتم بعد ذلك تبريد الحرارة في هذه الجسيمات عندما تضرب الفوتونات الإلكترونات والبوزيترونات سريعة الحركة. هذا التأثير العكسي لانتثار كومبتون ينقل الطاقة عن طريق تضخيم ترددات الفوتون بشكل كبير. ببساطة ، يتم تعزيز الفوتونات ذات "الضوء المرئي" منخفض الطاقة إلى مستويات طاقة أعلى بكثير - يحقق بعضها منطقة فولت إلكترون من أشعة جاما العليا / مجال الأشعة الكونية السفلى.
في هذه الأثناء ، عندما يتحرك النجم النابض بعيدًا عن النجم الأساسي ، فإنه يواجه جسيمات مشحونة أقل وأقل ، وفي الوقت نفسه تنخفض أيضًا كثافة فوتونات الضوء المرئي من النجم المركزي. مع حدوث ذلك ، يتم تقليل تشتت الفوتونات ويبدأ إشعاع السنكروترون في الهيمنة. وبسبب هذا ، تبدأ الأشعة السينية ذات مستوى الطاقة المنخفض في السيطرة على توقيع الطاقة للنظام حيث يتباطأ النجم النابض ويتحرك بعيدًا عن النجم.
أخيرًا ، هناك فترتان في مدار النجم النابض حيث يعبران المستوى الاستوائي للقرص المحيطي العملاق الأزرق. يمكن أن تؤدي نقاط الانتقال هذه إلى إنشاء العديد من الفوتونات فائقة الطاقة والإلكترونات والبوزيترونات وحتى بعض البروتونات. عندما يتم إنشاء الجسيمات المتسارعة نسبيًا ، فإنها تتفاعل بدورها مع منطقة قادرة على إنتاج عدد كبير من الجسيمات الأخرى القادرة على الانهيار إلى فوتونات عالية الطاقة وجزيئات أخرى.
من الورقة المنشورة في 13 يونيو 2005 ، "حتى الآن ، فإن الفهم النظري لهذا النظام المعقد ، الذي يتضمن رياحا نجمية ونجمية تتفاعل مع بعضها البعض محدود للغاية بسبب نقص الملاحظات المقيدة." ولكن الآن بسبب IACTS (تلسكوبات التصوير الجوي Cherenkov) مثل H.E.S.S. ، يستطيع الفلكيون الآن حل العديد من المصادر القريبة القريبة من أشعة غاما عالية الطاقة من أنظمة أخرى مثل PSR B-1259-63 / SS 2883.
في نظام PSR B-1259-63 / SS 2883 ، يبدو أن الطبيعة قد زودت علماء الفلك - والفيزيائيين - بنسختها الخاصة جدًا من مُسرِّع الجسيمات عالي الطاقة - والذي يحتوي بشكل جيد ولله الحمد على مسافة آمنة من الأرض.
كتبه جيف بربور
