دراسات الأشعّة السينيّة لِـ«الريدباك»

تَعَدُّد أنظمة الريدباك

يُعتقَد أن النجوم النابضة السريعة تتكوّن في أنظمة ثنائية حيث يُعاد تدوير نجم نيوتروني قديم عبر تراكم طويل الأمد من رفيق متطوّر. في السنوات الأخيرة، تأكّد سيناريو إعادة تدوير النجوم النابضة السريعة بشكل دراماتيكي عبر رصد أنظمة «الريدباك» ذات الرفقاء غير المتحلّلين التي تنتقل في بعض الحالات بين حالة تغيب فيها النبضات الراديوية المرئية لكن مع دلائل بصريّة وسينيّة على قرص تراكم، وحالة أخرى تظهر فيها نبضات راديوية تُحجَب بانتظام بالقرب من الاقتران العلوي. أول هذه الأجرام الانتقالية، PSR J1023+0038، أظهر دليلًا بصريًّا على قرص تراكم في عام 2001 اختفى بحلول عام 2004 . في عام 2007 كُشِفت نبضات راديوية ، وفي عام 2013 عاد النجم النابض إلى حالة التراكم .

تُتيح النجوم النابضة السريعة في الأنظمة الثنائية المُحكمة رؤى فريدة حول رياح النجوم النابضة. يفرض الرفيق صدمةً على مسافة \( d_s \) تبلغ فقط \( \sim 10^4 \) مرّة من نصف قطر أسطوانة الضوء للنجم النابض \( R_{lc} = P_s c / 2\pi \) (حيث \( P_s \) فترة الدوران و\( c \) سرعة الضوء)، مقارنةً بالمسافة النموذجية \( d_s \sim 10^8 - 10^9 R_{lc} \) لصدمة نهاية رياح السُّدُم النابضية حول النجوم النابضة الشابّة المعزولة. هذا يعني أن الصدمة تستكشف الرياح في منطقة قد تكون مهمّة في تحديد كيفية تحوّل معامل المغنطة \( \sigma \)، وهو نسبة تدفّق طاقة بوانتنغ إلى طاقة الجسيمات الحركية، من قيمة عالية مُفترضة عند أسطوانة الضوء إلى قيمة منخفضة ظاهرًا عند صدمة النهاية في السُّدُم النابضية التقليدية . تعتمد الصورة الأساسية لانبعاث الصدمة داخل النظام الثنائي عادةً على إطار الذي طُوِّر أولًا لنظام «الأرملة السوداء» الأصلي. في هذا النموذج، تصطدم رياح النجم النابض بالمادة المُجتَفّة من سطح الرفيق، والتي يُفترض أنها تُدفع حول الرفيق وتُقذَف خارج النظام. ويُفترض عمومًا أن المصدر الرئيس للمجال المغناطيسي هو مغنطة الرياح، وأن انبعاث الأشعّة السينيّة إشعاعُ تزامُنٍ يمكن أن يكون موجَّهًا جزئيًّا إمّا بسبب مجال مغناطيسي شبه منتظم أو بفعل التعزيز الدوبلري.

كشف رصد تشاندرا للنجم PSR J1023+0038 في حالته كنجم نابض راديوي عن تغيّر مداري ملحوظ على مدى خمسة مدارات متتالية ، مع انخفاض واضح في تدفّق الأشعّة السينيّة عند الاقتران العلوي، حين يكون الرفيق بين النجم النابض والمراقب وتُحجَب الصدمة الثنائية الناتجة عن تفاعل رياح النجم النابض مع مادّة الرفيق. يتكوّن الطيف السينيّ من مكوّن غير حراري مهيمن ناتج عن الصدمة ومكوّن حراري واحد على الأقل يُحتمل أن مصدره أغطية قطبية ساخنة للنجم النابض. يشير عمق ومدة الخسوف إلى أن الصدمة متمركزة بالقرب من سطح الرفيق أو عليه. ومع ذلك، فإن الرفيق يغطي فقط \( \sim 1\% \) من السماء الصلبة للنجم النابض؛ لذا إذا كانت الرياح متساوية الخواص، فلن يُعترَض سوى \( \sim 1\% \) من رياح النجم النابض مباشرةً بالرفيق، وترتفع النسبة إلى \( \sim 7\% \) إذا كانت الرياح محصورة في نطاقٍ استوائي. استنتج قيمةً عالية لـ\( \sigma \) انطلاقًا من المجال المغناطيسي المُقدَّر بـ\( \sim 40 \) جاوس المطلوب لتفسير لمعان الأشعّة السينيّة الناعمة.

أظهر رصد NuSTAR للنجم PSR J1023+0038 قبل عودته إلى حالة التراكم أن طيف الصدمة داخل النظام الثنائي يتّبع قانونَ قُوّة شديد الصلابة (مؤشّر فوتوني \( \Gamma = 1.17 \)) دون قطع ظاهر حتى \( \sim 50 \) keV، مع كفاءة سينيّة لافتة تبلغ \( \sim 2\% \) من معدّل فقد طاقة الدوران، أي تقريبًا كل الطاقة الدورانية الاسمية في الرياح التي يعترضها الرفيق. مثل هذا الطيف الصلب ليس من السهل الحصول عليه من صدمة سديم رياح نجم نابض، وهذه الكفاءة غير مسبوقة. قد يُشير ذلك إلى تعزيزٍ استوائي كبير في الرياح أو إلى عزم قصورٍ ذاتي أعلى بكثير من القيمة التقليدية \( 10^{45} \mathrm{g\, cm^2} \)، لكنه يظل معدّل كفاءة مرتفعًا للغاية في جميع الأحوال.

تُظهر الدراسات المنهجية لانبعاث الأشعّة السينيّة من الريدباك سماتٍ مشتركة. درس بيانات Swift XRT على الريدباك ولاحظ أنه، أثناء حالة النجم النابض، يكون لمعانها في النطاق 0.5–10 keV عادةً في حدود \( L_X \sim 10^{32} \mathrm{erg}\,\mathrm{s}^{-1} \)، وتنقسم إلى فئة ذات لمعان أعلى نسبيًّا (\( L_X \gtrsim 10^{32} \) erg/s) وأخرى أدنى (\( L_X \lesssim 10^{32} \) erg/s). تُظهر دراسات الأنظمة الفردية أنه في المتوسّط يوجد تذبذبٌ مداري مع زيادة إجمالية تقارب الضعف متمركزة حول الاقتران السفلي، وغالبًا مع لمحةٍ لِبنية مزدوجة القمّة . ومع ذلك، في معظم الحالات يكون معدّل العدّ منخفضًا جدًا لتمييز البنية الدقيقة لمنحنى الضوء المداري بوضوح. في المقابل، تُظهر أنظمة «الأرملة السوداء» تنوّعًا أكبر بكثير في منحنيات الضوء المدارية؛ إذ يكون لبعضها، مثل النظام الأصلي PSR B1957+20 ، قمم متمركزة حول الاقتران العلوي وأخرى حول الاقتران السفلي . في المتوسّط، الريدباك أكثر لمعانًا من الأرامل السوداء في الأشعّة السينيّة.

تشير نمذجة منحنى الضوء في إلى أن انبعاث الأشعّة السينيّة يحدث بالقرب الشديد من سطح الرفيق، ما يدلّ على أن القليل فقط من الرياح غير المعترَضة مباشرةً بالرفيق يشارك في الصدمة المُصدِرة للأشعّة السينيّة. يمكن حساب الكسر من السماء الصلبة للنجم النابض الذي يغطيه الرفيق، \( \Omega_c \)، من معرفة الكتل النسبية (وهذا يتطلّب معرفة زاوية ميل المدار)، والكسر الذي يملؤه الرفيق من فصّ روش، والمسافة المدارية. يمكن تقدير زاوية الميل وكسر فصّ روش من منحنيات الضوء الضوئية (مثلًا )، وعند دمجها مع قياسات السرعة الشعاعية الضوئية وحلّ مدار النجم النابض يمكن استخدامها لتقدير كتل المكوّنات الفردية. في الجدول، نحسب \( \Omega_c \) من تقديراتنا «الأفضل» لكتلة النجم النيوتروني، وكسر فصّ روش، وزاوية الميل باستخدام الملاءمات الضوئية حيثما توفّرت. في المتوسّط، نُقدّر \( \Omega_c \sim 1.3\% \) للريدباك و\( \Omega_c \sim 0.3\% \) للأرامل السوداء، ما يفسّر جزءًا كبيرًا من الفرق النسبي في لمعان انبعاث الصدمة بين الريدباك والأرامل السوداء.

نُعرِّف «لمعان الصدمة» بأنه \( \dot E \Omega_c \) ونرسمه مقابل لمعان الأشعّة السينيّة المرصود في النطاق 0.3–8 keV للريدباك والأرامل السوداء (انظر الشكل 1). كما نعرض أيضًا الانبعاث «المتوقَّع» للجسم الأسود في النطاق 0.3–8 keV لكل نجم نابض بناءً على علاقة تم تحديدها من نجوم نابضة سريعة ذات قياسات اختلاف منظر دقيقة \( \log L_{bb} = (0.25 \pm 0.16) \log \dot E + (21.28 \pm 5.36) \) . نلاحظ أن لمعان الصدمة ولمعان الأشعّة السينيّة مرتبطان، مع كفاءة نموذجية للأشعّة السينيّة الناعمة نسبةً إلى لمعان الصدمة تبلغ \( \sim 12\% \)، مع وجود تشتّتٍ كبير. لم نُقدِّر أخطاء لمعان الصدمة، إذ تهيمن عليها لايقينيّات المسافات في معظم الحالات ونقص القيود القوية من البيانات الضوئية على زاوية الميل والكتل في حالاتٍ عدة. الريدباك ذو أقل قيمة مُقدّرة لـ\( \Omega_c \) وبالتالي أحد أقل اللمعانات هو PSR J1816+4510. تشير الدراسات البصرية لرفيقه إلى أنه قد يكون قزمًا أبيضَ أوليًّا لا يملأ فصّ روش بشكلٍ ملحوظ .

طيفيًّا، يميل انبعاث الأشعّة السينيّة إلى احتواء مكوّنٍ حراري ثابت (يُفترض أنه من الأغطية القطبية الساخنة ومتّسق مع الانبعاث الحراري النموذجي من النجوم النابضة السريعة) ومكوّنٍ يتبع قانونَ قُوّة متغيّرًا مداريًّا. ويكون هذا القانون القُوّي شديد الصلابة عادةً بمؤشّر فوتوني \( \Gamma \sim 1 \)، وهو أصلب من الأطياف النموذجية لسُدُم رياح النجوم النابضة حول النجوم النابضة الشابّة المعزولة التي لها \( \Gamma \sim 1.5 \) في مناطقها الداخلية غير المبردة . فيما يلي نعرض نتائج رصدٍ سينيّ جديد لاثنين من الريدباك اكتُشفا بواسطة تلسكوب غرين بانك.

PSR J1628-3205

اُكتُشف هذا النجم في مسحٍ لمصادر Fermi باستخدام تلسكوب غرين بانك عند 820 ميغاهرتز (Sanpa-Arsa وآخرون، قيد الإعداد)، وهو نجم نابض بفترة 3.21 ملّي ثانية في مدارٍ مدته 5.0 ساعات حول رفيق بكتلة دنيا \( M_c > 0.16\,M_{\odot} \) (بافتراض \( M_{ns} = 1.4\,M_{\odot} \)) (هيسيلز وآخرون، قيد الإعداد). تُحجَب نبضاتُ النجم النابض لحوالي 20% من المدار. يملك معدّل فقد طاقة دوران معياريًّا \( \dot E = 1.8 \times 10^{34} \) erg s\(^{-1}\) وتُقدَّر المسافة من قياس تشتّت النبضات بـ\( d \sim 1.2 \) كيلوبارسيك. تشير الملاحظات البصرية إلى أنه يملأ فصّ روش مع تسخينٍ طفيف للرفيق .

رصدنا PSR J1628-3205 لمدة 20 كيلو ثانية (أي أكثر بقليل من مدارٍ واحد) في 5 مايو 2012 باستخدام Chandra ACIS-S وكُشف عن \( \sim 180 \) فوتونًا. تُظهر العدّادات كدالةٍ للطور المداري والطاقة، كما في الشكل 2، مؤشّرًا إلى احتمال وجود انخفاض في التدفق فوق 2 keV بالقرب من الاقتران العلوي. يبدو أن الطيف يحوي مكوّنًا يتبع قانون قُوّة واضحًا، إذ لا يُعطي طيفُ جسمٍ أسودٍ صرف ملاءمةً مقبولة. استخدام إحصائية C (Cash) في برنامج XSPEC (وهو مناسب لقلة عدد الفوتونات في كل حاوية) يُشير إلى أن ملاءمة قانون قُوّة صرف تُوفّر ملاءمة معقولة نوعًا ما (إحصائية C = 24.97 مع 22 درجة حرّية)، مع امتصاصٍ ملائم \( nH = 1.3(0.2-2.5) \times 10^{21} \mathrm{cm}^{-2} \) ومؤشّر قانون قُوّة \( \Gamma = 1.60(1.23-2.00) \). باستخدام اختبار KS لتقييم جودة الملاءمة، نجد أن 20% من المحاكاة لها إحصائية اختبار أصغر، ما يُشير إلى إمكانية تحسين الملاءمة. وبما أن معظم النجوم النابضة السريعة تُظهر مكوّنًا حراريًّا ملحوظًا في انبعاثها السينيّ، جرّبنا ملاءمة جسم أسود ممتص بالإضافة إلى قانون قُوّة. أدّى ذلك إلى إحصائية C قدرها 21.08 مع 20 درجة حرّية، مع أقل من 1% من محاكاة KS لها إحصائية اختبار أصغر. كانت أفضل القيم الملائمة \( nH = 2.2 \times 10^{21} \mathrm{cm}^{-2} \)، \( kT = 0.20 \) keV و\( \Gamma = 1.14 \). جعل التغاير بين درجة حرارة الجسم الأسود ومؤشّر قانون القُوّة اشتقاق حدود خطأ معقولة صعبًا إذا تُركت جميع المعاملات حرّة؛ لكن عند تقييد \( kT \) ليقع بين \( 0.1-0.25 \) keV، وهو النطاق الذي تقع فيه الغالبية العظمى من النجوم النابضة السريعة، نجد مناطق ثقة 90% لـ\( nH = (0.3-8.4) \times 10^{21} \mathrm{cm}^{-2} \) و\( \Gamma = (0.5-2.0) \). التدفق النموذجي في النطاق 0.3–8 keV هو \( F_x = 8.8 \times 10^{-14} \mathrm{erg}\, \mathrm{cm}^{-2}\, \mathrm{s}^{-1} \) مع تدفق غير ممتص \( F_x = 1.2 \times 10^{-13} \mathrm{erg}\, \mathrm{cm}^{-2}\, \mathrm{s}^{-1} \)، مع نحو 70% في قانون القُوّة و30% في الجسم الأسود. قيمة \( nH \) الملائمة متوافقة مع نموذج الامتصاص المجري لمسافة 1.2 كيلوبارسيك.

PSR J2129-0429

اُكتُشف هذا النجم في مسحٍ لمصادر Fermi باستخدام تلسكوب غرين بانك عند 350 ميغاهرتز ، وهو نجم نابض بفترة 7.61 ملّي ثانية في مدارٍ مدّته 15.2 ساعة حول رفيق بكتلة \( M_c > 0.37\,M_{\odot} \) ويُظهر خسوفاتٍ راديوية واسعة النطاق، تصل إلى نصف المدار عند الترددات المنخفضة (هيسيلز وآخرون، قيد الإعداد). يمتلك النجم النابض مجالًا مغناطيسيًّا مرتفعًا للغاية بالنسبة لِـMSP (\( B \sim 1.6 \times 10^9 \) جاوس)، وبالتالي لا يزال يحتفظ بمعدّل فقد طاقة دوران عالٍ \( \dot E \sim 3.9 \times 10^{34} \) erg s\(^{-1}\) رغم فترة دورانه الأطول نسبيًّا. المسافة المُقدّرة من قياس التشتّت هي \( d \sim 0.9 \) كيلوبارسيك. لوحظ وجود نظير فوق بنفسجي ساطع ومتغيّر في Swift UVOT، وكذلك تغيّر سينيّ ملحوظ في بيانات Swift XRT. تشير الملاحظات البصرية الإضافية إلى أن الرفيق يتعرّض لتسخين طفيف ويكاد يملأ فصّ روش، وتشير قياسات السرعة الشعاعية إلى كتلة نجم نابض \( M_{ns} > 1.7\,M_{\odot} \) وكتلة رفيق \( M_c \sim 0.5\,M_{\odot} \) . تشير خصائص هذا النظام إلى أن PSR J2129-0429 في مرحلة مبكّرة نسبيًّا من تطوّره مقارنةً بغيره من الريدباك التي أُعيد تدويرها بالكامل ولها مجالات مغناطيسية نموذجية تبلغ بضع \( 10^8 \) جاوس. تُلاحظ تغيّراتٌ مدارية كبيرة جدًا عبر توقيت الراديو، وتكون النبضات مهيمنة في انبعاث أشعّة غاما.

رصدنا PSR J2129-0429 لمدة 70 كيلو ثانية باستخدام XMM-Newton. لم تُسجَّل توهّجاتُ خلفية أثناء الرصد، ما أتاح تغطيةً مستمرّة لأكثر من مدارٍ كامل بقليل. يُظهر منحنى الضوء السينيّ تغيّراتٍ كبيرة السعة، مع قمّتين واضحتين متمركزتين حول اقتران النجم النابض السفلي (انظر الشكل 3). ملأنا الطيف بدايةً بنموذج جسم أسود ممتص بالإضافة إلى قانون قُوّة، وقد أعطى ملاءمةً جيّدة. يهيمن المكوّن غير الحراري (القانون القُوّي) على التدفق، مع متوسّط تدفّق في النطاق 0.3–8 keV قدره \( F_x = (2.25 \pm 0.05) \times 10^{-13}\, \mathrm{erg}\, \mathrm{cm}^{-2}\, \mathrm{s}^{-1} \). الامتصاص قليل جدًا (\( nH = 1.8(0-4.6) \times 10^{20} \mathrm{cm}^{-2} \))، والمكوّن الحراري (\( kT = 0.21(0.16-0.26) \) keV) له تدفّق في النطاق 0.3–8 keV قدره \( F_{bb} \sim 1.2 \times 10^{-14} \mathrm{erg}\, \mathrm{cm}^{-2}\, \mathrm{s}^{-1} \)، أي نحو ربع التدفّق بالقرب من الاقتران العلوي. المكوّن غير الحراري شديد الصلابة (\( \Gamma = 1.04(0.92-1.15) \))، على غرار الريدباك الأخرى. وبافتراض مكوّن حراري ثابت طوال المدار، فإن الفرق في التدفّق غير الحراري بين القمّة عند الأطوار 0.575–0.65 والحدّ الأدنى عند الأطوار 0.2–0.3 يبلغ نحو 11 ضعفًا (انظر الشكل 4). لا يوجد دليل على زيادةٍ ملحوظة في الامتصاص. ستُعرض النتائج الطيفية الكاملة في ورقة قادمة (روبرتس وآخرون، قيد الإعداد).

تشير هذه التغيّرات الملحوظة إلى أن جزءًا كبيرًا من منطقة الصدمة يُحجَب بالرفيق حول الاقتران العلوي، ما يُشير إلى منطقة انبعاث صغيرة وزاوية ميل كبيرة. قد تكون القمّتان المميّزتان نتيجة التعزيز الدوبلري و/أو التوجيه النسبي لإشعاع التزامُن. ويتطلّب الأخير وجود مجال مغناطيسي قوي ومنتظم جيدًا. الأطوار المدارية للقمم، \( \sim 0.6 \) و\( \sim 0.9 \)، لافتة. فإذا كانت الصدمة مُلتفّةً حول الرفيق، لكان من المتوقّع وجود قمم بين الأطوار 0.0–0.5. قد تُشير هذه الخصائص إلى دور مهمّ للمجال المغناطيسي للرفيق. وإذا كان الرفيق مقيدًا مدّيًّا، كما هو متوقّع، فإن الفترة المدارية 15.2 ساعة هي فترة دوران الرفيق، وهي فترة سريعة للغاية. ويمكن للنجوم واطئة الكتلة وسريعة الدوران أن تمتلك مجالاتٍ مغناطيسيةً سطحية من بضع مئات إلى بضعة آلاف جاوس . لا ينبغي إغفال مثل هذه المجالات الكبيرة المحتملة عند دراسة انبعاث الصدمة في الريدباك.

خلاصة القول: إن انبعاث الأشعّة السينيّة من الصدمة داخل النظام الثنائي في الريدباك يعتمد على الطور المداري، مع تعزيزٍ متمركز حول الاقتران السفلي وغالبًا ببنيةٍ مزدوجة القمّة. يبدو أن الانبعاث يأتي من منطقة ليست أكبر بكثير من الرفيق، وهو أصلبُ وفعّالٌ للغاية، ما يستلزم تفسيرًا فيزيائيًّا مقنعًا. ينبغي أخذ الدور المحتمل لمجال الرفيق المغناطيسي في ديناميكا الصدمة بالحسبان، بعد أن كان مُهمَلًا سابقًا.