تکرار یک فوران رادیویی سریع

تکرار یک فوران رادیویی سریع

پس از آن‌که در مقاله‌ی هفته‌ی گذشته راجع به رصد فوران رادیویی مرموز صحبت کردیم، مقاله‌ی دیگری در نشریه‌ی نیچر چاپ شد که خبر از مشاهده‌ی فوران‌های رادیویی سریع تکرارشونده‌(۱) می‌دهد. این مشاهده منجر به تحول دیدگاهمان در راستای شناخت منابع فوران‌های رادیویی می‌شود. بر طبق این مقاله، از محل فوران رادیوییِ FRB121102 که قبلا در کاوش PALFA کشف شده بود، ده فوران رادیویی دیگر مشاهده شده است. میزان پراکندگی(۲) و جهت مشاهده‌ی همه‌ی این فوران‌ها با فوران اولیه یعنی FRB121102 منطبق است. این اولین فوران رادیویی است که تکرار شده است و حکایت از آن دارد که منبع تولیدکننده‌ی این فوران‌ها هم‌چنان بر قوت خود باقی مانده و قابلیت تولید فوران‌های ثانویه را داشته است.

PALFA یک کاوش عمیق در راستای صفحه‌ی کهکشان و در فرکانس ۱.۴ گیگاهرتز است که به جستجوی تپ‌اخترهای رادیویی و فوران‌های رادیویی سریع می‌پردازد و از آرایه‌ی ALFA و تلسکوپ واقع در رصدخانه‌ی Arecibo استفاده می‌کند. میزان پراکندگی به‌دست‌آمده توسط این کاوش، تقریبا سه برابر مقدار بیشینه‌ی مورد انتظار در مرسوم‌ترین مدل چگالی الکترونی کهکشان (NE2001) است که حاکی از منشا فراکهکشانی دارد.

شکل ۱. کشف و دنبال‌کردن FRB121102. برای هر یک از پوینتینگ‌های ALFA، شعاع مرکزی و ۶ شعاع خارجی با رنگ‌های قرمز و آبی نشان داده شده‌اند. پوینتینگ مربوط به کشف اولیه و مشاهدات بعدی آن با رنگ سیاه نشان داده شده است. رنگ زرد مکان فوران‌های آشکارشده را نشان می‌دهد.

شکل ۱. کشف و دنبال‌کردن FRB121102. برای هر یک از نشانه‌گذاری‌های ALFA، شعاع مرکزی و ۶ شعاع خارجی با رنگ‌های قرمز و آبی نشان داده شده‌اند. نشانه‌گذاری مربوط به کشف اولیه و مشاهدات بعدی آن با رنگ سیاه نشان داده شده است. رنگ زرد مکان فوران‌های آشکارشده را نشان می‌دهد.

در ماه مِی و جون ۲۰۱۵، با استفاده از تلسکوپ Arecibo رصدهای دنبال‌کننده‌ی گسترده‌ای انجام شد. این رصدها شعاع ۹ دقیقه‌ی قوسی را با استفاده از ۶ نشانه‌گذاری(۳) ALFA حول بهترین مکان به‌دست‌آمده‌ی FRB121102 پوشش می‌دادند (شکل ۱ را ببینید). در این مشاهدات، ۱۰ فوران مشاهده شدند. شدت هر کدام از این فوران‌ها در شکل ۲ نشان داده شده است. نکته‌ی قابل توجه اینست که هیچ سیگنال تکرارشونده‌ یا تک‌پالسی در هیچ میزان پراکندگی دیگری که منبع اخترفیزیکی داشته باشند، مشاهده نشده است.

میزان پراکندگی این ۱۱ فوران تقریبا عدد ثابتی محاسبه شده است (در محدوده‌ی خطای اندازه‌گیری‌شده) و اندیس‌های پراکندگی با مقدار مورد انتظار برای امواج رادیویی که از میان یک ماده‌ی یونیده‌ی سرد عبور می‌کند، مطابقت دارد. این دلیل بسیار خوبی است که نشان می‌دهد این ۱۱ رخداد از یک منبع اخترفیزیکی آمده‌اند. علاوه بر این، مقدار محاسبه‌شده‌ی میزان پراکندگی فوران یازدهم، مقدار ناچیزی کم‌تر از میزان پراکندگی فوران دیگری با نام FRB110523 است. این مقدار به‌دست‌آمده، دقیق‌ترین اندیس پراکندگی برای فوران‌های رادیویی سریع است که تا به حال اندازه‌گیری شده است. حد بالای اندیس پراکندگی فوران یازدهم، دقیقا معادل مقدار FRB110523 است که حد پایینی برابر با ۱۰ واحد نجومی برای اندازه‌ی ناحیه‌ی پراکندگی (درست مانند FRB110523) مشخص می‌کند.

بررسی زمان مشاهده‌ی فوران‌ها هیچ تناوب قابل توجهی را نشان نداده است. اگر منبع، دوره‌ تناوب بزرگتر از ۱ ثانیه داشته باشد، به احتمال زیاد در یک بازه‌ی وسیعی از فازهای چرخشی، تابش خواهد کرد که می‌تواند در مگنتارها مشاهده شود. هرچند به دلیل تعداد کم فوران‌های رصدشده، حساسیت این مطالعه در اندازه‌گیری دوره‌ی تناوب نمی‌تواند کم‌تر از ۱۰۰ میلی‌ثانیه باشد.

شکل ۲. شکل و طیف فوران‌های FRB121102. تصویرهای طوسی‌رنگ، شدت کل را برحسب زمان و فرکانس مشاهده نشان می‌دهند. نمودارهای بالای هر تصویر، پروفایل فورانی را نشان می‌دهد که در آن مقادیر مربوط به همه‌ی فرکانس‌ها جمع شده است. در نمودارهای سمت راست هر تصویر، طیف فوران‌ها نشان داده شده‌اند. نسبت سیگنال به نویز برای طیف‌ها نیز در هر تصویر مشخص شده است.

شکل ۲. شکل و طیف فوران‌های FRB121102. تصویرهای طوسی‌رنگ، شدت کل را برحسب زمان و فرکانس مشاهده نشان می‌دهند. نمودارهای بالای هر تصویر، پروفایل فورانی را نشان می‌دهد که در آن مقادیر مربوط به همه‌ی فرکانس‌ها جمع شده است. در نمودارهای سمت راست هر تصویر، طیف فوران‌ها نشان داده شده‌اند. نسبت سیگنال به نویز برای طیف‌ها نیز در هر تصویر مشخص شده است.

به طور کلی، فوران‌های تکرارشونده نمی‌توانند مربوط به رخدادهای اخترفیزیکی ناگهانی عظیم مانند ادغام ستاره‌های نوترونی یا فروپاشی ستاره‌های نوترونی بسیار پر جرم باشند. فوران‌های ناشی از ستاره‌های کهکشانی فورانی به عنوان مدلی برای فوران‌های رادیویی سریع با میزان پراکندگی در تاج ستاره‌ای پیشنهاد شده‌اند. اما تغییرات چگالی زمانی در تاج ستاره‌ای، فوران‌هایی با میزان پراکندگی متغیر تولید می‌کنند که چنین چیزی در این مطالعه مشاهده نشده است. پس ستاره‌های کهکشانی فورانی نمی‌توانند منبع تولید فوران‌های تکرارشونده باشند. از طرف دیگر، سیاره‌هایی که در باد تپ‌اخترهای مغناطیسی می‌چرخند نیز می‌توانند فوران‌های میلی‌ثانیه‌ای در هر چرخش ایجاد کنند. اما اختلاف زمانی فوران‌های مشاهده‌شده در این مطالعه، کوتاه‌تر از آن هستند که مربوط به دوره تناوب مداری بشوند. در مدل دیگر، فوران‌های رادیویی پرتوان تکرارشونده می‌توانند به مگنتارها مربوط شوند. فوران‌های غول‌آسای مگنتارها به عنوان منبع فوران‌های رادیویی سریع مطرح شده‌اند. اما تاکنون (بیش از ۴۰ سال مشاهده) هیچ مگنتار کهکشانی مشاهده نشده است که بیش از یک فوران غول‌آسا از خود نشان دهد. هرچند مگنتارها از خود پالس‌های رادیویی درخشان تکرارشونده نشان داده‌اند اما در محدوده‌ی انرژی مربوط به FRB121102 که در فاصله‌ی بیشتر از چندصد کیلوپارسک از ما قرار دارد نبوده است.

تابش پالس‌های غول‌آسا از تپ‌اخترهای فراکهکشانی هنوز به عنوان منبع این فوران‌ها مدل‌سازی می‌شود. برجسته‌ترین پالس‌های غول‌آسا از تپ‌اختر خرچنگ هستند. مقایسه‌ی فرکانس‌های این فوران‌ها با فوران‌های تپ‌اخترهای فراکهکشانی نشان می‌دهند که پدیده‌ی مشابهی می‌تواند آن‌ها را ایجاد کند. از آن‌جایی که این ده فوران، عرض کهکشانی بسیار کمی دارند، سؤال دیگر اینست که آیا ممکن است که آن‌ها منبع کهکشانی داشته باشند. مناطق H-آلفا و HII (که برای یک سحابی یونیده مورد انتظار است) در راستای دید این فوران‌ها مشاهده نشده‌اند. هم‌چنین بررسی‌های چندطول‌موجی نیز نشان می‌دهند که این فوران‌ها به احتمال زیاد منشا فراکهکشانی دارند. برای اثبات دقیق منشا فراکهکشانی این فوران‌‌ها نیاز است که آن‌ها را به یک کهکشان میزبان مربوط کنیم. با یک تداخل‌سنج رادیویی می‌توان محل این فوران‌های تکرارشونده را بهتر شناسایی کرد.

(۱) Repeating Fast Radio Burst
(۲) Dispersion Measure
(۳) Pointing

عنوان اصلی مقاله: A Repeating Fast Radio Burst
نویسنده: L.G. Spitler, et al
لینک مقاله‌ی اصلی: http://arxiv.org/abs/1603.00581
گردآوری: آزاده کیوانی

دسته‌ها: مقالات روز

درباره نویسنده

آزاده کیوانی

پژوهشگر پَسادکترا در دانشگاه ایالتی پنسیلوانیا است که در زمینه‌ی اخترفیزیک ذره‌ای پژوهش می‌کند. در حال حاضر عضو تیم تحقیقاتی AMON و هم‌چنین عضو رصدخانه‌ی نوترینوی IceCube است. او در سال ۲۰۱۳ دکترای خود را در رشته‌ی اخترفیزیک از دانشگاه ایالتی لوییزیانا گرفته است و در طول تحصیلات تکمیلیش عضو رصدخانه Pierre Auger بوده است. پروژه‌ی دکترای او بررسی تأثیرات میدان مغناطیسی کهکشان راه شیری بر روی انحراف پرتوهای کیهانی پرانرژی در راستای شناخت منشأ و نوع این ذرات بوده است.

یک دیدگاه بنویسید

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد.
بخش‌های لازم مشخص شده‌اند*