احتمال منشا یکسان برای دو فوران رادیویی سریع

احتمال منشا یکسان برای دو فوران رادیویی سریع

در مقالات قبلی (۱، ۲، ۳، و ۴) درباره‌ی فوران‌های رادیویی سریع یا FRBها نوشته‌ایم. به طور خلاصه، FRBها پدیده‌های گذرایی هستند که در طول‌موج رادیویی و به مدت چند میلی‌ثانیه تابش می‌کنند. یکی از معروف‌ترین فوران‌های رادیویی سریع، FRB 121102 است که تنها فورانی از این نوع است که چندین بار تکرار شده است. در طول چهار سالی که این فوران‌های تکرارشونده ثبت شده‌اند، منبع آن‌ها در فاصله‌ و مکان مشخصی ثبت شده است یا به بیان دقیق‌تر شاخصه‌ی اندازه‌‌ی پخشی(۱) آن‌ها در حد ۳ پارسک بر سانتی‌متر مکعب خطا داشته است. این نشان می‌دهد که این فوران‌های تکرارشونده از یک منبع ناشی شده‌اند و برای همین آن‌ها با یک نام (FRB121102) مشخص می‌شوند. اما آیا فوران‌های دیگر که نام‌های متفاوتی دارند و باور آن است که از منابع مختلفی می‌آیند، به هیچ‌وجه می‌توانند منبع یکسانی داشته باشند؟

مؤلفان این مقاله به بررسی منشا دو فوران رادیویی سریع با نام‌های ۱۱۰۲۲۰ و ۱۴۰۵۱۴ که به ترتیب در سال‌های ۲۰۱۱ و ۲۰۱۴ رخ داده‌اند می‌پردازند و این سؤال را مطرح می‌کنند که اگر این دو فوران از یک منبع تولید شده‌اند، آن منبع چه می‌تواند باشد و چه ویژگی‌هایی دارد؟

شکل ۱. جرم‌های پرتابی ابرنواختر و انرژی تخمینی انفجار برای ۳۸ رخداد مختلف. نوع Ib رخدادهایی دارای هلیوم‌اند، نوع Ic هلیوم ندارند، نوع IIb هلیوم و ردی از هیدروژن در زمان‌های اولیه دارند، و نوع Ic-BL هلیوم ندارند و بسیار پرانرژی‌اند. منطقه‌ی سمت چپ بالا، ناحیه‌ای است که هیدروژن غنی دارد.

شکل ۱. جرم‌های پرتابی ابرنواختر و انرژی تخمینی انفجار برای ۳۸ رخداد مختلف. نوع Ib رخدادهایی دارای هلیوم‌اند، نوع Ic هلیوم ندارند، نوع IIb هلیوم و ردی از هیدروژن در زمان‌های اولیه دارند، و نوع Ic-BL هلیوم ندارند و بسیار پرانرژی‌اند. منطقه‌ی سمت چپ بالا، ناحیه‌ای است که هیدروژن غنی دارد.

فوران رادیویی سریع ۱۴۰۵۱۴، تنها به اندازه‌ی ۹ دقیقه‌ی قوسی از فوران رادیویی سریع ۱۱۰۲۲۰ فاصله‌ی زاویه‌ای دارد. از ‌آن‌جایی که دایره‌ی خطای رصدخانه‌ی Parkes که این فوران‌ها را رصد کرده است حدود ۱۴ دقیقه‌ی قوسی است، این دو فوران می‌توانند از یک منبع ناشی شده باشند. اما نکته‌ی مهم دیگر مقدار متفاوت اندازه‌ی پخشی این دو فوران است. ۱۴۰۵۱۴ دارای اندازه‌ی پخشی برابر با ۵۶۲.۷ پارسک بر سانتی‌متر مکعب است که به مقدار ۳۸۱.۷ پارسک بر سانتی‌متر مکعب کم‌تر از مقدار اندازه‌ی پخشی ۱۱۰۲۲۰ است. محققان این مقاله به بررسی سناریوها و نظریه‌های مختلفی می‌پردازند تا ببینند آیا ممکن است این دو فوران از یک منبع آمده باشند و آیا این تفاوت در اندازه‌ی پخشی می‌تواند با تحول مواد پخشی نزدیک منبع با خود منبع در فواصل خارج کهکشانی توضیح داده شود؟ آیا تغییر اندازه‌ی پخشی می‌تواند ناشی از انبساط بقایای ابرنواختری باشد؟ چنین تصویری به طور طبیعی با فرض حضور یک ستاره‌ی نوترونی جوان یا یک مگنتار جوان ممکن است.

براساس یک نظریه‌ی موجود، هنگامی که بقایای ابرنواختری منبسط و سرد می‌شوند، مواد در فاصله‌ی زمانی چند ماه تا حدود یک سال ترکیب می‌شوند. بلافاصله بعد از آن، در اثر برهم‌کنش بقایای ابرنواختری با ماده‌ی میان‌ستاره‌ای، موج وارونه‌ای تولید می‌شود که به عقب پرتاب می‌شود. این موج به دماهای خیلی بالایی می‌رسد که مواد را یونیزه می‌کند و الکترون‌های آزادی تولید می‌کند که یک بار دیگر تابش رادیویی تولید و پخش می‌کند. باتوجه به این موضوع که این تابش‌های رادیویی برای دو فوران مختلف ثبت شده و با فرض این‌که این دو در واقع دو موجی هستند که براساس این نظریه در فرآیند یک انفجار ابرنواختری رخ داده‌اند، می‌توان زمان رخ‌دادن ابرنواختر را برحسب تابعی از جرم مواد پرتابی محاسبه کرد. حد بالایی که برای زمان وقوع منبع مشترک دو فوران در این مطالعه محاسبه می‌شود برابر با ۱۰.۲ سال است. این بدین معنی است که اگر این دو FRB با یک ستاره‌ی نوترونی جوان مرتبط بوده‌اند، ابرنواختر باید کمتر از ۱۰.۲ سال قبل از FRB 110220 رخ داده باشد.

شکل ۲. محل ابرنواختر 2001hh با علامت به‌علاوه‌ی آبی نشان داده شده است. پرتوهای مشاهده‌شده توسط رصدخانه‌ی Parkes در زمان رصد FRB 110220 نیز نشان داده شده‌اند. پرتو ۳ حدهایی بر محل فوران می‌گذارد که با حد اطمینان ۵۰٪ با منحنی‌های سیاه مشخص شده است. اگر منبع این فوران، ابرنواختر 2001hh بود، انتظار می‌رفت که این فوران در پرتو ۲ با شدت بیشتری از پرتو ۳ مشاهده شود. 

شکل ۲. محل ابرنواختر ۲۰۰۱hh با علامت به‌علاوه‌ی آبی نشان داده شده است. پرتوهای مشاهده‌شده توسط رصدخانه‌ی Parkes در زمان رصد FRB 110220 نیز نشان داده شده‌اند. پرتو ۳ حدهایی بر محل فوران می‌گذارد که با حد اطمینان ۵۰٪ با منحنی‌های سیاه مشخص شده است. اگر منبع این فوران، ابرنواختر ۲۰۰۱hh بود، انتظار می‌رفت که این فوران در پرتو ۲ با شدت بیشتری از پرتو ۳ مشاهده شود.

با درنظرگرفتن این قید زمانی، می‌توان جرم مواد پرتابی ابرنواختر را نیز تخمین زد. اگر ابرنواختر نسبتا اخیرا اتفاق افتاده باشد، این جرم نمی‌تواند بسیار زیاد باشد وگرنه مقدار اندازه‌ی پخشی بسیار بزرگ می‌شود. با درنظرگرفتن مقادیر مختلف در این مسئله، حد بالایی برای جرم به دست می‌آید. شکل ۱ منحنی نوری ۳۸ ابرنواختر را نشان می‌دهد که در اثر انفجارشان بیشتر یا حتی تمام هیدروژنشان از بین رفته است. ناحیه‌ی بالای سمت چپ در شکل ۱ مربوط به ابرنواخترهای نوع IIP است که هیدروژن غنی دارند و برای همین از این مطالعه حذف می‌شوند.

حال با گذاشتن قیود زمانی و جرمی بر روی ابرنواختری که مربوط به دو فوران رادیویی سریع ۱۱۰۲۲۰ و ۱۴۰۵۱۴ هستند، سؤالی که باقی می‌ماند این است که مکان این ابرنواختر کجاست؟ با جستجو در آرشیو ابرنواخترها طی ۱۰ سال قبل از ابرنواختر ۱۱۰۲۲۰، در محل زاویه‌ای فوران‌ها، ابرنواختر ۲۰۰۱hh یافت می‌شود که انتقال‌به‌سرخ کهکشان میزبانش ۰.۰۲ است. این مقدار با حد بالای انتقال‌به‌سرخ FRB 140514 منطبق است. در شکل ۲، مکان پدیده‌ها با هم مقایسه شده‌اند. ابرنواختر ۲۰۰۱hh حدود ۳۸ دقیقه‌ی قوسی از FRB 110220 فاصله دارد. باوجود اینکه محل و زمان این ابرنواختر با فوران‌ها مطابقت دارد، ولی به نظر می‌آید این یک تطابق تصادفی است (توضیحات شکل ۲ را ببینید). هم‌چنین این ابرنواختر از نوع دو است و جرم بسیار زیاد آن مقدار مشاهده‌شده‌ی اندازه‌ی پخشی را نمی‌تواند توضیح دهد.

به هرحال این موضوع که در این مطالعه برای این دو فوران، ابرنواختری به طور قطعی یافت نشده است، این نظریه را رد نمی‌کند. در سال ۲۰۰۱ توانایی‌های رصدی ابرنواخترها بسیار محدودتر بوده است. این مثال نشان می‌دهد که با پیشرفت تکنولوژی رصدی، قابلیت مقایسه‌ی مکان فوران‌ها و ابرنواخترها بالا می‌رود و این نظریه که آیا ستاره‌ی نوترونی جوان می‌تواند منشا فوران‌های رادیویی سریع باشد، آزمایش می‌شود.

(۱) Dispersion Measure or DM: چگالی الکترون‌های آزاد بین منبع و مشاهده‌گر که عموما برحسب پارسک بر سانتی‌متر مکعب بیان می‌شود.

عنوان اصلی مقاله: What if the fast radio bursts 110220 and 140514 are from the same source?
نویسندگان: Anthony L. Piro and Sarah Burke-Spolaor
این مقاله برای چاپ به نشریه‌ی ApJ-Lett فرستاده شده است.
لینک مقاله‌ی اصلی: https://arxiv.org/abs/1703.03013
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*