دراسات الأشعة السينية للريدباكس

تعداد نجوم الريدباك

يُعتقد أن النجوم النابضة السريعة تتكون في أنظمة ثنائية حيث يتم تسريع نجم نيوتروني قديم عبر تراكم طويل الأمد من رفيق متطور. في السنوات الأخيرة، تم تأكيد سيناريو إعادة تدوير النجوم النابضة السريعة بشكل دراماتيكي من خلال رصد أنظمة "ريدباك" التي تمتلك رفقاء غير متحللين، وفي بعض الحالات تنتقل بين حالات لا تظهر فيها نبضات راديوية مرئية ولكن مع وجود دليل بصري وسيني على قرص تراكم، وحالة أخرى تظهر فيها نبضات راديوية يتم خسوفها بانتظام بالقرب من الاقتران العلوي. أول هذه الأجسام الانتقالية، PSR J1023+0038، أظهر دليلًا بصريًا على وجود قرص تراكم في عام 2001 والذي اختفى بحلول عام 2004 . في عام 2007، تم اكتشاف نبضات راديوية ، وفي عام 2013 عاد النجم النابض إلى حالة التراكم .

تتمتع النجوم النابضة السريعة في الأنظمة الثنائية المدمجة بإمكانية تقديم رؤى فريدة حول رياح النجوم النابضة. يجبر الرفيق حدوث صدمة على مسافة \( d_s \) تبلغ فقط \( \sim 10^4 \) مرة من نصف قطر أسطوانة الضوء للنجم النابض \( R_{lc} = P_s c / 2\pi \) (حيث \( P_s \) هو فترة الدوران و\( c \) سرعة الضوء)، مقارنةً بالمسافة النموذجية \( d_s \sim 10^8 - 10^9 R_{lc} \) لصدمة نهاية رياح السدم النابضية حول النجوم النابضة الشابة المعزولة. هذا يعني أن الصدمة تستكشف الرياح في منطقة قد تكون مهمة في تحديد كيفية انتقال معامل المغنطة \( \sigma \)، وهو نسبة الطاقة المغناطيسية إلى الطاقة الحركية، من قيمة عالية مفترضة عند أسطوانة الضوء إلى قيمة منخفضة ظاهريًا عند صدمة النهاية في السدم النابضية التقليدية . تتبع نظرية انبعاث الصدمة الأساسية لهذه الصدمات داخل النظام الثنائي بشكل عام مخطط الذي تم تطويره أولاً لنظام "الأرملة السوداء" الأصلي. في هذا النموذج، تصطدم رياح النجم النابض مع المادة المتبخرة من سطح الرفيق، والتي يُفترض أنها تُدفع حول الرفيق وتُقذف خارج النظام. في هذه النماذج، يُفترض عمومًا أن المصدر الرئيسي للمجال المغناطيسي هو مغنطة الرياح، وأن انبعاث الأشعة السينية هو إشعاع تزامني يمكن أن يكون موجهًا جزئيًا إما عبر مجال مغناطيسي شبه منتظم أو عبر تعزيز دوبلري.

كشف رصد تشاندرا للنجم PSR J1023+0038 في حالته كنجم نابض راديوي عن تغير مداري ملحوظ على مدى خمسة مدارات متتالية ، مع انخفاض واضح في تدفق الأشعة السينية عند الاقتران العلوي، عندما يكون الرفيق بين النجم النابض والمراقب وتُحجب صدمة النظام الثنائي الناتجة عن تفاعل تدفقات النجوم. يتكون الطيف السيني من مكون غير حراري مهيمن ناتج عن الصدمة ومكون حراري واحد على الأقل، يُحتمل أن يكون 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 سماء النجم النابض، لذا إذا كانت الرياح متساوية الخواص، فإن فقط \( \sim 1\% \) من رياح النجم النابض يتم اعتراضها من قبل الرفيق، وترتفع النسبة إلى \( \sim 7\% \) إذا كانت الرياح محصورة في طبقة استوائية. استنتج قيمة عالية لـ\( \sigma \) من المجال المغناطيسي المقدر بـ\( \sim 40 \) جاوس المطلوب لتفسير لمعان الأشعة السينية الناعمة.

أظهر رصد بواسطة NuSTAR للنجم PSR J1023+0038 قبل عودته إلى حالة التراكم أن طيف الصدمة داخل النظام الثنائي هو قانون أسّي شديد الصلابة (مؤشر الفوتون \( \Gamma = 1.17 \)) دون وجود قطع ظاهر حتى \( \sim 50 \) keV، مع كفاءة أشعة سينية ملحوظة تبلغ \( \sim 2\% \) من إجمالي طاقة الدوران، أو 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 يشير ذلك إلى تعزيز استوائي كبير في الرياح أو عزم قصور ذاتي أعلى بكثير من القيمة التقليدية \( 10^{45} \mathrm{gm\, cm^2} \)، لكنه يظل معدل كفاءة مرتفع للغاية في جميع الأحوال.

تُظهر الدراسات المنهجية لانبعاث الأشعة السينية من الريدباكس بعض السمات المشتركة. قام بدراسة بيانات Swift XRT على الريدباكس ولاحظ أنه، أثناء حالة النجم النابض، تتراوح لمعانها في النطاق 0.5-10 keV عادة بين \( L_x \sim 10^{32} \mathrm{erg}\,\mathrm{s}^{-1} \)، وتنقسم إلى فئة ذات لمعان مرتفع نسبيًا (\( L_X \gtrsim 10^{32} \) erg/s) وأخرى منخفضة (\( L_X \lesssim 10^{32} \) erg/s). تُظهر دراسات الأنظمة الفردية أنه، في المتوسط، هناك تذبذب مداري مع زيادة إجمالية بمقدار يقارب الضعف متمركزة حول الاقتران السفلي، وغالبًا مع تلميح لبنية مزدوجة القمة . ومع ذلك، في معظم الحالات يكون معدل العد منخفضًا جدًا لتمييز البنية الدقيقة لمنحنى الضوء المداري بوضوح. من ناحية أخرى، تُظهر أنظمة "الأرملة السوداء" تنوعًا أكبر بكثير في منحنيات الضوء المدارية، حيث يكون لبعضها، مثل النظام الأصلي PSR B1957+20 ، قمم متمركزة حول الاقتران العلوي وأخرى حول الاقتران السفلي . في المتوسط، الريدباكس أكثر لمعانًا من الأرامل السوداء في الأشعة السينية.

تشير نمذجة منحنى الضوء في إلى أن انبعاث الأشعة السينية يحدث بالقرب جدًا من سطح الرفيق، مما يدل على أن القليل فقط من الرياح التي لا يعترضها الرفيق مباشرة تشارك في الصدمة المصدرة للأشعة السينية. يمكن حساب الكسر من سماء النجم النابض الذي يغطيه الرفيق، \( \Omega_c \)، من معرفة الكتل النسبية (مما يتطلب معرفة زاوية ميل المدار)، والكسر الذي يملؤه الرفيق من فقاعة روش، والمسافة المدارية. يمكن تقدير زاوية الميل وكسر فقاعة روش من منحنيات الضوء الضوئية (مثلاً )، وعند دمجها مع قياسات السرعة الشعاعية الضوئية وحل مدار النجم النابض يمكن استخدامها لتقدير كتل المكونات الفردية. في الجدول، نحسب \( \Omega_c \) من تقديراتنا "الأفضل" لكتلة النجم النيوتروني، وكسر فقاعة روش، وزاوية الميل باستخدام الملاءمات الضوئية حيثما توفرت. في المتوسط، نقدر \( \Omega_c \sim 1.3\% \) للريدباكس و\( \Omega_c \sim 0.3\% \) للأرامل السوداء، مما يفسر جزءًا كبيرًا من الفرق النسبي في لمعان انبعاث الصدمة بين الريدباكس والأرامل السوداء.

نعرّف "لمعان الصدمة" بأنه \( \dot E \Omega_c \) ونرسمه مقابل لمعان الأشعة السينية المرصود في النطاق 0.3-8 keV للريدباكس والأرامل السوداء (انظر الشكل 1). كما نعرض أيضًا الانبعاث "المتوقع" 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 الأشعة السينية مرتبطان، مع كفاءة نموذجية للأشعة السينية الناعمة بالنسبة لمعان الصدمة تبلغ \( \sim 12\% \)، مع وجود تشتت كبير. لم نقدّر الأخطاء في لمعان الصدمة، حيث تهيمن عليها عدم دقة المسافات في معظم الحالات ونقص القيود القوية من البيانات الضوئية على زاوية الميل والكتل في العديد من الحالات. الريدباك ذو أقل قيمة مقدرة لـ\( \Omega_c \) وبالتالي أحد أقل اللمعانات هو PSR J1816+4510. تشير الدراسات البصرية لرفيقه إلى أنه قد يكون قزمًا أبيضًا أوليًا لا يملأ فقاعة روش بشكل كبير .

طيفيًا، يميل انبعاث الأشعة السينية إلى وجود مكون حراري ثابت، يُفترض أنه من الأغطية القطبية الساخنة ومتسق مع الانبعاث الحراري النموذجي من النجوم النابضة السريعة، ومكون قانون أسّي متغير مداريًا. يكون قانون الأسّي شديد الصلابة عادةً مع مؤشر طيفي للفوتونات \( \Gamma \sim 1 \)، وهو أكثر صلابة من الأطياف النموذجية لسدم رياح النجوم النابضة حول النجوم النابضة الشابة المعزولة والتي لها \( \Gamma \sim 1.5 \) في مناطقها الداخلية غير المبردة . فيما يلي نعرض نتائج رصد سيني جديد لاثنين من الريدباكس تم اكتشافهما بواسطة تلسكوب غرين بانك.

PSR J1628-3205

تم اكتشاف هذا النجم في مسح لمصادر Fermi باستخدام تلسكوب غرين بانك عند 820 ميغاهرتز (Sanpa-Arsa وآخرون، قيد الإعداد)، وهو نجم نابض بفترة 3.21 مللي ثانية في مدار 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). يُخسف النجم النابض لحوالي 20% من المدار. يتمتع بطاقة دورانية قياسية \( \dot E = 1.8 \times 10^{34} \) إرج وتقدّر المسافة من قياس تشتت النبضات بـ\( d \sim 1.2 \) كيلوبارسيك. تشير الملاحظات البصرية إلى أنه يملأ فقاعة روش مع تسخين طفيف للرفيق .

قمنا برصد PSR J1628-3205 لمدة 20 كيلو ثانية (أي أكثر بقليل من مدار واحد) في 5 مايو 2012 باستخدام Chandra ACIS-S وتم الكشف عن \( \sim 180 \) فوتونًا. تشير العدادات كدالة للطور المداري والطاقة، كما هو موضح في الشكل 2، إلى احتمال وجود انخفاض في التدفق فوق 2 keV بالقرب من الاقتران العلوي. يبدو أن الطيف يحتوي على مكون قانون أسّي ملحوظ، حيث لا يعطي الطيف الجسم الأسود النقي ملاءمة مقبولة. باستخدام إحصائية CSTAT في برنامج XSPEC (المناسبة نظرًا لقلة عدد الفوتونات في كل حاوية) تشير إلى أن ملاءمة قانون أسّي نقي توفر ملاءمة معقولة نوعًا ما (إحصائية C-Statistic 24.97 مع 22 درجة حرية)، مع أفضل امتصاص ملاءم \( nH = 1.3(0.2-2.5) \times 10^{21} \mathrm{cm}^{-2} \) ومؤشر قانون أسّي \( \Gamma = 1.60(1.23-2.00) \). باستخدام اختبار KS لتحديد جودة الملاءمة، نجد أن 20% من المحاكاة لها إحصائية اختبار أقل، مما يشير إلى إمكانية تحسين الملاءمة. نظرًا لأن معظم النجوم النابضة السريعة لها مكون حراري ملحوظ في انبعاثها السيني، جربنا بعد ذلك ملاءمة جسم أسود ممتص بالإضافة إلى قانون أسّي. أدى ذلك إلى إحصائية C-Statistic قدرها 21.08 مع 20 درجة حرية، 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 ومؤشر القانون الأسّي من الصعب اشتقاق حدود خطأ معقولة إذا سُمح لجميع المعاملات بالتغير بحرية، ولكن عند تقييد درجة حرارة الجسم الأسود لتتراوح بين \( kT = 0.1-0.25 \) 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 حوالي 70% في القانون الأسّي و30% في الجسم الأسود. قيمة nH الملائمة متوافقة مع نموذج الامتصاص المجري لمسافة 1.2 كيلوبارسيك.

PSR J2129-0429

تم اكتشاف هذا النجم في مسح لمصادر Fermi باستخدام تلسكوب غرين بانك عند 350 ميغاهرتز ، وهو نجم نابض بفترة 7.61 مللي ثانية في مدار مدته 15.2 ساعة حول رفيق بكتلة \( M_c > 0.37\,M_{\odot} \) ويظهر خسوفات راديوية واسعة النطاق، تصل إلى نصف المدار عند الترددات المنخفضة (هيسيلز وآخرون، قيد الإعداد). يتمتع النجم النابض بمجال مغناطيسي مرتفع جدًا بالنسبة لنجم نابض سريع (\( B \sim 1.6 \times 10^9 \) جاوس)، وبالتالي لا يزال يحتفظ بطاقة دورانية عالية \( \dot E \sim 3.9 \times 10^{34} \) رغم فترة دورانه الطويلة نسبيًا. المسافة المقدرة من قياس التشتت هي \( d \sim 0.9 \) كيلوبارسيك. لوحظ وجود نظير فوق بنفسجي متغير وساطع في Swift UVOT، وكذلك تغير سيني ملحوظ في بيانات Swift XRT. تشير الملاحظات البصرية الإضافية إلى أن الرفيق يتعرض لتسخين طفيف ويكاد يملأ فقاعة 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 النظام هذه إلى أن PSR J2129-0429 في مرحلة مبكرة نسبيًا من تطوره مقارنةً بالريدباكس الأخرى التي تم تسريعها بالكامل ولها مجالات مغناطيسية نموذجية تبلغ بضع \( 10^8 \) جاوس. تُلاحظ تغيرات مدارية كبيرة جدًا من خلال توقيت الراديو، وتكون النبضات مهيمنة في انبعاث \(\gamma\)-راي.

قمنا برصد PSR J2129-0429 لمدة 70 كيلو ثانية باستخدام XMM-Newton. لم تحدث أية توهجات خلفية أثناء الرصد، مما أتاح تغطية مستمرة لأكثر من مدار كامل بقليل. يُظهر منحنى الضوء السيني تغيرات كبيرة في السعة، مع قمتين واضحتين متمركزتين حول اقتران النجم النابض السفلي (انظر الشكل 3). قمنا أولاً بملاءمة الطيف بنموذج جسم أسود ممتص بالإضافة إلى قانون أسّي، والذي أعطى ملاءمة جيدة. يهيمن المكون غير الحراري (القانون الأسّي) على التدفق، مع متوسط تدفق في النطاق 0.3-8 keV قدره \( F_x = 2.25 \pm 0.05 \mathrm{erg}\, \mathrm{cm}^{-2}\, \mathrm{s}^{-1} \). الامتصاص قليل جدًا (\( nH = 1.8(0-4.6) \times 10^{20} \mathrm{cm}^{-2} \)) والمكون الحراري (\( kT = 0.21(0.16-0.26) \) keV) له تدفق في النطاق 0.3-8 keV قدره \( F_{bb} \sim 1.2 \times 10^{-14} \mathrm{erg}\, \mathrm{cm}^{-2}\, \mathrm{s}^{-1} \)، أي حوالي ربع التدفق بالقرب من الاقتران العلوي. المكون غير الحراري شديد الصلابة (\( \Gamma = 1.04(0.92-1.15) \))، مشابه للريدباكس الأخرى. بافتراض مكون حراري ثابت طوال المدار، فإن الفرق في التدفق غير الحراري بين القمة عند الأطوار المدارية 0.575-0.65 والحد الأدنى عند الأطوار 0.2-0.3 يبلغ حوالي 11 ضعفًا (انظر الشكل 4). لا يوجد دليل على زيادة الامتصاص بشكل ملحوظ. ستُعرض النتائج الطيفية الكاملة في ورقة قادمة (روبرتس وآخرون، قيد الإعداد).

تشير هذه التغيرات الملحوظة إلى أن جزءًا كبيرًا من منطقة الصدمة يتم حجبه بواسطة الرفيق حول الاقتران العلوي، مما يشير إلى منطقة انبعاث صغيرة وزاوية ميل كبيرة. قد تكون القمتان المميزتان نتيجة تعزيز دوبلري و/أو توجيه نسبي لإشعاع التزامن. يتطلب الأخير وجود مجال مغناطيسي قوي ومنتظم جيدًا. الأطوار المدارية للقمم، \( \sim 0.6 \) و\( \sim 0.9 \)، مثيرة للاهتمام. إذا كانت الصدمة ملتفة حول الرفيق، لكان من المتوقع وجود قمم بين الأطوار 0.0-0.5. قد تشير هذه الخصائص إلى دور مهم للمجال المغناطيسي للرفيق. إذا كان الرفيق مقيدًا مدّيًا، كما هو متوقع، فإن الفترة المدارية البالغة 15.2 ساعة هي فترة دوران الرفيق، وهي فترة سريعة جدًا. يمكن للنجوم منخفضة الكتلة وسريعة الدوران أن تمتلك مجالات مغناطيسية سطحية من عدة مئات إلى بضعة آلاف جاوس . يجب عدم تجاهل مثل هذه المجالات الكبيرة المحتملة عند دراسة انبعاث الصدمة من الريدباكس.

خلاصة القول، إن انبعاث الأشعة السينية من الصدمة داخل النظام الثنائي في الريدباكس يعتمد على المدار، مع زيادة الانبعاث متمركزة حول الاقتران السفلي وغالبًا ما يكون هناك بنية مزدوجة القمة. يبدو أن الانبعاث يأتي من منطقة ليست أكبر بكثير من الرفيق، وهو شديد الصلابة وفعال للغاية، مما يتطلب تفسيرًا. يجب أخذ الدور المحتمل للمجال المغناطيسي للرفيق في ديناميكا الصدمة بعين الاعتبار، بعد أن كان مهملًا سابقًا.