گونه‌ی جدیدی از دوتایی‌های برافزایشی

0 0 0 0

توسط آزاده کیوانی , 29 دسامبر 2014

اگر یک مجموعه‌ی دوتایی از ستارگان را در نظر بگیریم که از یک ستاره‌ی نوترونی جوان و یک ستاره‌ی دیگر تشکیل شده است، در شرایط مناسب گرانشی، جرم از ستاره‌ی دوم، که به ستاره‌ی همدم^(۱) معروف است، می‌تواند به ستاره‌ی نوترونی انتقال پیدا کند. سرعت چرخش ستاره‌ی نوترونی با جذب مواد از ستاره‌ی همدم افزایش می‌یابد تا جایی که یک تَپ‌اَختر^(۲) رادیویی شکل بگیرد. دوره‌ی تناوب تپ‌اخترهایی که در مجموعه‌های دوتایی‌های کم‌جرم پرتوایکس قرار دارند، عموما کم‌تر از ۱۰ میلی‌ثانیه است، اما تعداد کمی از این پالسارها نیز کشف شده‌اند که دوره‌ی تناوب چرخشی طولانی‌تری دارند. تپ‌اختر IGR J17480-2446 که اخیرا کشف شده است، دوره‌ی تناوبی برابر با ۹۰.۶ میلی‌ثانیه دارد و جزو این مجموعه‌ی نادر محسوب می‌شود. محققان این مقاله میدان مغناطیسی این تپ‌اختر را حدود ۷ ضربدر ^۸ ۱۰ گاوس تخمین زده‌اند. هرچند این مقدار به نظر میدان بزرگی می‌رسد، اما نسبت به باقی تپ‌اختر‌ها با دوره‌ی تتاوب و درخشندگی مشابه، مقدار کوچکی به شمار می‌رود.

در مدل استاندارد تحول مجموعه‌های دوتایی ستارگان، وقتی مواد از ستاره‌ی همدم اهداکننده به ستاره‌ی نوترونی می‌ریزد، سرعت چرخش ستاره‌ی نوترونی به تدریج افزایش می‌یابد تا به حد خاصی برسد. در ادامه‌ی تحول دوتایی‌ها، تعادلی بین افزایش سرعت چرخش ستاره‌ی نوترونی و واپاشی میدان مغناطیسی به وجود می‌آید. براساس این مدل، اندازه‌گیری‌های دوره‌ی تناوب چرخش و آهنگ برافزایشی مواد، تخمینی از اندازه‌ی میدان مغناطیسی به دست می‌دهد. اگر طبق این مدل، میدان مغناطیسی تپ‌اختر‌ اخیرا کشف‌شده را محاسبه کنیم، مقداری حدود ۱۰ میلیارد گاوس به دست می‌آوریم که بیش از یک مرتبه‌ی بزرگی بیشتر از میدان تخمین‌زده توسط محققان این مقاله است.

پژوهشگران این مقاله نشان می‌دهند که تپ‌اختر‌ها با دوره‌ی تناوب طولانی و میدان مغناطیسی کوچک نیز می‌توانند محصول طبیعی تحول ستاره‌ی نوترونی در دوتایی‌های کم‌جرم پرتوایکس و تپ‌اختر‌های میلی‌ثانیه‌ای باشند. آن‌ها نشان می‌دهند که نرخ زوال یا واپاشی میدان مغناطیسی در یک ستاره‌ی نوترونی می‌تواند از نرخ افزایش سرعت چرخش آن بیشتر باشد.

شکل ۱: هر دو نمودار میدان مغناطیسی برحسب دوره تناوب چرخش تپ‌اختر را نشان می‌دهند. خط ممتد نمایانگر مسیرهای تحولی تپ‌اخترهایی است که در دوتایی‌های کم‌جرم پرتوایکس پیدا می‌شوند. این منحنی در حین فاز چهارم تحول که نرخ از دست دادن جرم آن برابر با ۱۰ به توان ۱۱- جرم خورشید در سال است و در حین فاز سوم تحول که نرخ از دست دادن جرم ۱۰ به توان ۱۵- جرم خورشید بر سال است و میدان مغناطیسی اولیه‌ای برابر با ۳ در ۱۰ به توان ۱۳ گاوس، نشان داده شده است. پایان فاز اول تحول با یک لوزی نشان داده شده است. فاز رشته‌ی اصلی در نقطه‌ی F بعد از ۴.۵ میلیارد سال تمام می‌شود و نقاط A تا C بازه‌های زمانی معادل ۱۰ میلیون‌سال را بعد از انتهای رشته‌ی اصلی نشان می‌دهند. خط نارنجی عمودی، حد مشاهداتی میدان مغناطیسی و دوره‌ی تناوب است. نمودار سمت راست درست مانند نمودار سمت چپ است با این تفاوت که آهنگ انتقال جرم بزرگتری در فاز چهارم دارد (۲ ضربدر۱۰ به توان ۹- جرم خورشید بر سال). برای اطلاع بیشتر از جزییات این نمودارها به مقاله رجوع شود.

به طور خلاصه، نویسندگان این مقاله، تحول ستاره‌های نوترونی را در سیستم‌های دوتایی با ستاره‌ی همدم کم‌جرم در نظر می‌گیرند. در حین این تحول، ستاره‌ی نوترونی فازهای مختلفی را طی می‌کند. باور متداول این است که جمعیت تپ‌اختر‌های میلی‌ثانیه‌ای با دوره‌ی تناوب بین ۱ تا ۱۰ میلی‌ثانیه و میدان مغناطیسی  ^۸ ۱۰ تا  ^۹ ۱۰ گاوس، در نتیجه‌ی دگرگونی‌های تحولی در سیستم‌های دوتایی کم‌جرم پرتوایکس شکل گرفته‌اند. محاسبات این مقاله نشان می‌دهند که به غیر از تپ‌اختر‌های میلی‌ثانیه‌ای، گونه‌ی دیگری از تپ‌اختر‌ها نیز می‌توانند در سیستم‌های دوتایی کم‌جرم پرتوایکس شکل بگیرند. این گونه‌ها دوره‌ تناوب طولانی‌تری از تپ‌اختر‌های میلی‌ثانیه‌ای دارند ولی معمولا دارای میدان مغناطیسی قابل مقایسه‌ای با آن‌ها هستند. تنها تفاوت عمده بین این دو گونه از مجموعه‌های دوتایی اینست که ستاره‌ی همدم تپ‌اختر‌های میلی‌ثانیه‌ای با آهنگ بیشتری ماده را به تپ‌اختر‌ منتقل می‌کند. وقتی آهنگ انتقال ماده کوچک‌تر باشد، ستاره‌ی نوترونی حد سرعت چرخشی را رد کرده و در نمودار میدان مغناطیسی بر حسب دوره‌ تناوب، وارد منطقه‌ی میدان مغناطیسی کم و دوره تناوب زیاد می‌شود (شکل ۱). در نتیجه، دوره‌ تناوب نسبتا بلندتری خواهد داشت (بزرگتر از ۱۰ میلی‌ثانیه). مقدار دوره تناوب می‌تواند تا حدود ۱ ثانیه نیز زیاد شود. اما مقدار میدان مغناطیسی عموما بین  ^۸ ۱۰ تا  ^۱۰ ۱۰ گاوس خواهد بود که با میدان تپ‌اختر‌های نرمال تفاوت چندانی ندارد. تپ‌اختر‌ IGR J17480-2446 که اخیرا کشف شده است، نمونه‌ی خوبی از این گونه تپ‌اختر‌ها است. نویسندگان این مقاله براین باورند که برخی دیگر از پالسارهای کشف‌شده نیز می‌توانند جزو این مجموعه باشند.