التحليل الطيفي بالأشعة السينية للنّبّاض شديد المغنطة PSR J1846–0258،
سديم رياحه وبقايا المستعر الأعظم المضيفة Kes 75

إي. ڤي. غوتِلف

س. صفي-حرب

س. إم. سترال

ج. د. جيلفاند

الملخّص

نُقدِّم تحليلاً طيفيّاً واسع النطاق بالأشعة السينية للمكوّنات النشطة التي تُشكِّل بقايا المستعر الأعظم (SNR) Kes 75، بالاعتماد على أرصاد متزامنة من XMM-Newton وNuSTAR خلال 17–20 آب/أغسطس 2017، حين كان النّبّاض PSR J1846–0258 في حالة سكون. تستضيف البقية الفتيّة سديمَ رياح نَبّاض ساطعاً يُغذّيه نَبّاض معزول عالي الطاقة (\(\dot{E} = 8.1 \times 10^{36}\) إرج/ثانية) يعمل بالطاقة الدورانية، مع عُمر مُميَّز \(P/2\dot{P} \sim 728\) سنة فقط. والمجال المغناطيسي السطحي له (\(B_s = 4.9\times 10^{13}\) غاوس) هو الأقوى بين هذه الأجسام المعروفة، ومن المُرجَّح أنّه مسؤول عن فترات النشاط الفُجائي والانفجارات، ما يشير إلى انتقالٍ نحو أو من حالةٍ مغناطارية. يُوصَف الانبعاث النبضي من PSR J1846–0258 بدقّة في نطاق 2–50 keV بنموذج قانون قوّة (Power-law) بدليل فوتوني \(\Gamma_{\rm PSR} = 1.24\pm0.09\) وتدفّق غير ممتص في نطاق 2–10 keV مقداره \((2.3\pm0.4)\times 10^{-12}\) إرج/ثانية/سم2. لم نجد دليلاً على مكوّن غير حراري إضافي فوق \(10\) keV في الحالة الساكنة الحالية، على خلاف ما هو شائع في المغناطارات. وبمقارنة طيف النّبّاض مع قياسات Chandra، فإن الكسر النبضي هو \(71\pm16\)% في نطاق 2–10 keV. يُوصَف طيف سديم الرياح بقانون قوّة بدليل \(\Gamma_{\rm PWN} = 2.03\pm0.02\) في نطاق 1–55 keV دون دليل على انحناء، مع تدفّق غير ممتص في نطاق 2–10 keV مقداره \((2.13\pm0.02)\times 10^{-11}\) إرج/ثانية/سم2. تكشف بيانات NuSTAR عن مكوّن قاسي للأشعة السينية يهيمن على طيف البقية فوق 10 keV، ننسبه إلى هالة متناثرة بالغبار لسديم الرياح. قمنا بنمذجة التطوّر الديناميكي والإشعاعي لمنظومة Kes 75 لتقدير خصائص ولادة النجم النيتروني، وطاقة السلف، وخصائص سديم الرياح. تشير النتائج إلى أنّ سلف Kes 75 كان في الأصل ضمن نظام ثنائي نقل معظم كتلته إلى رفيقه قبل الانفجار.

مقدّمة

حتى الآن، كُشف عن أكثر من 2000 نَبّاض عادي يعمل بالطاقة الدورانية (RPPs)، معظمها نَبّاضات راديوية. يُستمدّ انبعاثها المُوجَّه من فقدان الطاقة الدورانية لثنائي قطب مغناطيسي مُشِعّ في النجم النيتروني (NS) أثناء تباطؤه التدريجي . وغالباً ما تُظهِر النّبّاضات الفتية المعزولة والفعّالة سُدُماً لرياح نَبّاضية (PWN) في الراديو و/أو الأشعة السينية. ويُعتقَد أنّ تحويل طاقة الدوران إلى إشعاع كهرومغناطيسي ورياح جسيمية هو ما يُغذّي هذه السدم السنكروترونية .

وعلى النقيض من ذلك، فإنّ المغناطارات هي أيضاً نجوم نيترونية فتية ومعزولة، لكنها تفتقر عادةً إلى الانبعاث الراديوي المستمر وإلى السدم السنكروترونية الخاصة بالنّبّاضات الدورانية. في حالة السكون، تصدر هذه النّبّاضات بطيئة الدوران (2\text{–}12 ثانية) بوضوح في نطاق الأشعة السينية. والأهم أنّ لمعانها بالأشعة السينية يتجاوز بكثير معدّل فقدان طاقة دورانها (\(\dot{E}\))، ويُعتقَد أنّ مصدر الطاقة هو اضمحلال مجالها المغناطيسي الهائل الذي يتجاوز القيمة الحرجة الكمومية \(B_{\rm QED}\equiv m_e^2c^3/e\hbar = 4.4 \times 10^{13}\) غاوس .

ظهرت في السنوات الأخيرة استثناءات لخصائص كلٍّ من النّبّاضات الدورانية والمغناطارات، ما ألقى ضوءاً جديداً على تطوّرها وآليات انبعاثها: 1) اكتُشف عدد متزايد من المغناطارات ذات الحقول المغناطيسية المنخفضة، والتي تقع قيم حقولها على تخوم تلك الخاصة بالنّبّاضات الدورانية ، 2) مغناطارات عابرة تُظهِر انبعاثاً راديوياً متقطعاً أثناء انفجاراتها ، 3) دليل حديث على أول اكتشاف لسديم رياح حول مغناطار ، و4) اكتشاف تغيّرات في سديم رياح يحيط بنَبّاض راديوي شديد المغنطة J1119–6127 أظهر سلوكاً شبيهاً بالمغناطارات .

ومن النتائج اللافتة اكتشاف انفجارات قصيرة شبيهة بالمغناطارات من النّبّاض PSR J1846–0258 في Kes 75 . هذا النّبّاض عالي الطاقة (\(\dot{E} = 8.3 \times 10^{36}\) إرج/ثانية)، ذو فترة قدرها 325 مللي ثانية، ويعمل بالطاقة الدورانية ، مع سديم رياح ساطع يقع في مركز بقايا المستعر الأعظم الفتية Kes 75 . رُصِد النّبّاض صُدفةً عام 2006 في حالة توهّج، مع تليين ملحوظ في طيفه وتغيّر في شكل سديم الرياح. ومؤخراً، بعد 14 عاماً، أُبلِغ عن نشاط مُتجدِّد من النّبّاض . ومع ذلك، فإن خصائصه الطاقية والطيفية تُميّزه بوضوح عن المغناطارات. قد نكون أمام حالة تطورية فريدة ونادرة، وربما نشهد انكشاف مجال مغناطيسي مدفون بقوّة مغناطارية (انظر ).

حصلنا على أرصاد متزامنة جديدة من XMM-Newton وNuSTAR لمنظومة Kes 75 لدراسة الخصائص الطيفية لمكوّناتها بدقّة أكبر واستنتاج تفاعلاتها وتطوّرها. في القسم 2 نصف مجموعات البيانات هذه، والتي حُلِّلت بالتزامن مع بيانات أرشيفية حديثة من Chandra. وجدنا أنّ نموذج قانون قوّة بسيط يكفي لوصف طيف النّبّاض، دون دليل على مكوّنٍ طيفي أكثر تسطّحاً فوق \(\sim 10\) keV، وهو ما يميّز المغناطارات عادةً. كما أنّ طيف سديم الرياح، الموصوف أيضاً بقانون قوّة أحادي، لا يُظهِر أي دليل على الانحناء. قمنا بقياس هالة متناثرة بالغبار تظهر كمكوّن طيفي قاسٍ >10 keV في طيف البقية.

استناداً إلى هذه النتائج الطيفية، نُطبّق في القسم 3 نموذجاً ديناميكياً وإشعاعياً على توزيع الطاقة الطيفية (SED) لمنظومة Kes 75. وأخيراً، في القسم 4، نناقش دلالات نتائجنا الطيفية واسعة النطاق ونمذجة التطوّر. إن اكتشاف نشاط شبيه بالمغناطارات من نَبّاض فتيّ يعمل بالطاقة الدورانية يوفّر فرصة فريدة لدراسة العلاقة بين الطبيعة المميِّزة للنّبّاضات الدورانية والمغناطارات، ونشأتها وتطوّرها المبكر.

نمذجة سديم الرياح وبقايا المستعر الأعظم

حالياً، أفضل وسيلة لتحديد طاقة سلف Kes 75، وخصائص ولادة النّبّاض PSR J1846–0258 ورياحه النبضية، هي مواءمة الخصائص المرصودة لسديم الرياح بنموذجٍ لتطوّره الديناميكي والإشعاعي (انظر لمراجعة حديثة). استناداً إلى تحليلنا السابق لـKes 75 وأنظمة SNR/PWN المماثلة (مثلاً G54.1+0.3، ؛ HESS J1640–465، )، استخدمنا خوارزمية ماركوف تشين مونتي كارلو لتحديد مجموعة معلمات الإدخال للنموذج (استناداً إلى ) التي تُنتِج أفضل تطابق (أدنى \(\chi^2\)) مع الخصائص المرصودة لـKes 75 في الجدول [tab:obsprop]. معلمات الإدخال موضّحة في الجدول [tab:modprop]، مع اختيار العُمر \(t_{\rm age}\) واللمعان الابتدائي \(\dot{E}_0\) بحيث، لمؤشِّر الكبح p وزمن التباطؤ \(\tau_{\rm sd}\) معيّنين، يُعيدان إنتاج العُمر المُميَّز الحالي \(t_{\rm ch}\) ولمعان الفقد الدوراني \(\dot{E}\) للنّبّاض:

\[ \begin{aligned} t_{\rm age} & = \frac{2t_{\rm ch}}{p-1}-\tau_{\rm sd} \\ \dot{E}_0 & = \dot{E} \left(1+\frac{t_{\rm age}}{\tau_{\rm sd}}\right)^{\frac{p+1}{p-1}}, \end{aligned} \]

انبعاث كومبتون العكسي لسديم الرياح ينشأ من تصادم الإلكترونات مع الخلفية الكونية الميكروية ومع حقل فوتوني إضافي بدرجة حرارة \(T_{\rm ic}\) وتطبيع \(K_{\rm ic}\)، بحيث تكون كثافة الطاقة \(u_{\rm ic}\) لهذا الحقل:

\[ \begin{aligned} u_{\rm ic} & = K_{\rm ic} a_{\rm bb} T_{\rm ic}^4, \end{aligned} \]

حيث \(a_{\rm bb} = 7.5657\times10^{-15}~\frac{\rm erg}{\rm cm^3~K^4}\)، مع افتراض أنّ طيف الجسيمات المحقونة في سديم الرياح عند الصدمة النهائية يُوصَف جيّداً بقانون قوّة مكسور:

\[ \frac{d\dot{N}_{e^\pm}}{dE}(E) = \begin{cases} \dot{N}_{\rm break} \left(\frac{E}{E_{\rm break}} \right)^{-p_1} & E_{\rm min} < E < E_{\rm break} \\ \dot{N}_{\rm break} \left(\frac{E}{E_{\rm break}} \right)^{-p_2} & E_{\rm break} < E < E_{\rm max} \end{cases} \]

حيث \(\dot{N}_{e^\pm}\) هو معدّل حقن الإلكترونات والبوزيترونات في سديم الرياح و\(\dot{N}_{\rm break}\) يُحسب بحيث:

\[ (1-\eta_{\rm B})\dot{E} \equiv \int_{E_{\rm min}}^{E_{\rm max}} E \frac{d\dot{N}_{e^\pm}}{dE} dE, \]

وحيث \(\eta_{\rm B}\) هي نسبة طاقة الرياح النبضية المحقونة كمجال مغناطيسي. وللأسف، فإن عدد معلمات النموذج أكبر بواحد من عدد الكميات المرصودة لهذا النظام. مجموعة المعلمات التي أعطت أقل \(\chi^2\) (\(\chi^2 = 0.93\)) موضّحة في الجدول [tab:modprop]، مع التوزيع الطيفي للطاقة المرصود والمتوقّع في الشكل 3. ستتم مناقشة أهمية وحدود هذه النتائج أدناه.

المناقشة والاستنتاجات

استناداً إلى أرصاد Chandra لعام 2016 وأرصاد XMM-Newton وNuSTAR لعام 2017 للنبّاض PSR J1846–0258 المقدَّمة هنا، عاد النّبّاض إلى حالته الساكنة المدفوعة بالدوران بعد آخر حدث مغناطاري معروف عام 2006. في هذه الحالة، أظهرنا أنّه لا يوجد دليل في الانبعاث النبضي على وجود مكوّن طيفي أكثر تسطّحاً فوق 10 keV، كما وُثِّق في العديد من المغناطارات (؛ انظر المراجعتين ). وُجد أنّ النّبّاض عالي التعديل في نطاق 2–10 keV بنسبة لا تقل عن 64%، وهو أمر غير معتاد للنّبّاضات الفتية ذات المنحنيات النبضية القريبة من الجيب. تؤكّد القياسات الطيفية الجديدة عالية الجودة العلاقة بين دلائل قانون القوّة للنّبّاض PSR J1846–0258 ولسديم الرياح الخاص به، بما يتوافق مع المتوقَّع للنّبّاضات الدورانية عالية الطاقة . تدفّق سديم الرياح متوافق مع ما ذكره ولم نجد دليلاً على انحناء في طيفه العريض 1–55 keV.

كفاءة تغذية سديم الرياح من فقدان الطاقة الدورانية (\(L_x/\dot{E} \approx 1\%\))، المقدَّرة من اللمعان في نطاق 2–10 keV عند مسافة 6 كيلوفرسخ ، من بين الأعلى المعروفة للنّبّاضات الدورانية. يشير اكتشاف النشاط المغناطاري إلى أنّ جزءاً من لمعان النّبّاض قد يكون من انبعاث سطحي؛ ومع ذلك، فإن طيف النّبّاض في الحالة الساكنة يختلف بوضوح عن المتوقَّع من مغناطار، الذي يتميّز عادةً بانبعاث جسم أسود ساخن (~0.5 keV) ومكوّن غير حراري ذي دليل فوتوني حاد \(\Gamma \sim 4\) . من الممكن أن يكون جزء من التدفّق، بما يتوافق مع الكسر النبضي، ناتجاً عن تبريد النجم النيتروني بعد النشاط المغناطاري. وقد يكون الانبعاث غير النبضي الناعم مسؤولاً عن كثافة العمود الأقل المقاسة للنّبّاض مقارنةً بسديم الرياح، \(N_{\rm H} \sim 4 \times 10^{22}\) سم−2 و\(\sim 6 \times 10^{22}\) سم−2 على التوالي. ومع ذلك، فإن الكثافة العالية للعمود وحدود نطاق الأجهزة تحدّ من قدرتنا على استقصاء ذلك بشكلٍ أعمق.

تكشف الأطياف واسعة النطاق بالأشعة السينية لبقايا Kes 75 للمرّة الأولى أنّ المكوّن القاسي يهيمن فوق 10 keV، وهو مستقلّ بوضوح عن الانبعاث الحراري. وقد كُشفت مكوّنات غير حرارية مماثلة في عدة أصداف لبقايا مستعرات عظمى، كما في التحليل الطيفي المكاني لـSN 1006 . ويُوصَف هذا الانبعاث عادةً في نطاق الأشعة السينية بقانون قوّة بدليل فوتوني أكثر حِدّة \(\sim 2.5\text{–}3\) ، ويمكن أن يقترن بتسريع الجسيمات حتى طاقات تيرا إلكترون فولت .

بالنسبة لـKes 75، يدعم الطيف الأكثر تسطّحاً والتناقص الشعاعي للانبعاث القاسي تفسيره كهالة متناثرة بالغبار ناتجة عن النّبّاض/سديم الرياح الساطع والممتص بشدّة . وقد اكتُشفت هالات مماثلة حول مغناطارات أو نجوم نيترونية شديدة المغنطة أظهرت انفجارات مغناطارية . وفي حالة Kes 75، لوحظ سطوع الهالة بعد توهّج عام 2006 . ويُبيّن العمل الحالي أنّ انبعاث الهالة يمكن رصده حتى أثناء حالة السكون للنّبّاض. وقد لوحظت هالة مماثلة من G21.5–0.9، وهو سديم رياح فتيّ وساطع وممتصّ بشدّة .

استفدنا من النتائج الجديدة بالأشعة السينية لـKes 75 لإعادة تقييم تطوّر سديم الرياح في البقية باستخدام النموذج الديناميكي والإشعاعي الموضّح في القسم [sec:modeling]. إن قلّة درجات الحرية في هذا النموذج تجعل من الصعب استخلاص نتائج إحصائية قوية من المواءمة، غير أنّ المعلمات المُفضَّلة تُوفّر رؤى حول أصل وفيزياء هذا النظام. تشير نتائج النمذجة بقوّة إلى أنّ Kes 75 نشأت من انفجار منخفض الطاقة (\(E_{\rm sn} \ll 10^{51}~{\rm ergs}\)) وكتلة مقذوفات منخفضة (\(M_{\rm ej} < 1~{\rm M}_\odot\)). وقد جرى تحديد هاتين الكميّتين جزئياً من معدل التمدّد العالي المرصود لسديم الرياح (الجدول [tab:obsprop])، الذي—as ناقش —يشير إلى أنّ سديم الرياح يتمدّد في مقذوفات مستعر أعظم منخفضة الكثافة. أحد الاحتمالات، كما ذكر ، هو أنّ سديم الرياح مُغمور حالياً في فقاعة منخفضة الكثافة ناتجة عن اضمحلال \(^{56}\mathrm{Ni}\) في المقذوفات الداخلية (). ومع ذلك، فإن نمذجتنا تُعيد أيضاً إنتاج الحجم المرصود لكلٍّ من سديم الرياح والبقية، وهو أقل اعتماداً على الظروف المحلية حول السديم.

إذا أخذنا القيم كما هي، فإن انخفاض \(M_{\rm ej}\) و\(E_{\rm sn}\) يحمل دلالات قويّة على سلف النظام. فقيمة \(M_{\rm ej}\) أدنى ممّا هو متوقّع لسلفٍ نجميّ ضخم معزول (مثلاً )، حتى مع فقدان كتلة كبير قبل الانفجار في إطار مستعرٍ أعظم لانهيار النواة (مثلاً ). ومع ذلك، فإن هذه القيم مماثلة لما وجد في محاكاة ثلاثية الأبعاد حديثة لانفجارات انهيار نواة الهيليوم —ما يشير إلى أنّ سلف Kes 75 كان في الأصل ضمن نظام ثنائي نقل معظم كتلته إلى رفيقه قبل الانفجار، بما يتّسق مع كتلة ابتدائية عالية.

ويُفضّل النموذج التطوّري درجة حرارة منخفضة لحقل فوتونات IC مقدارها \(T = 32\,\mathrm{K}\). وهذا يتّسق مع النتائج الحديثة لانبعاث الغبار عند \(T = 33 \pm 5\,\mathrm{K}\) (لحبيبات السيليكات) ، والتي استُنتِج أنّها على الأرجح غبارٌ متكوّن بفعل المستعر الأعظم ويُسخَّن بالصدمة من سديم الرياح.

علاوة على ذلك، بما أنّ فترة الدوران الابتدائية \(P_0\) للنّبّاض يمكن حسابها باستخدام (مثلاً ):

\[ P_0 = P\left(1+\frac{t_{\rm age}}{\tau_{\rm sd}} \right)^{-\frac{1}{p-1}}, \]

فإن التشابه بين زمن التباطؤ \(\tau_{\rm sd}\) والعُمر \(t_{\rm age}\) المستنتجين من النمذجة يشير إلى أنّ \(P_0 \approx 0.618 P \approx 200~{\rm ms}\) (مثلاً ). وهذه قيمة أطول بكثير من \(P_0 \approx 2~{\rm ms}\) اللازمة لتفسير شدّة المجال المغناطيسي السطحي المستنتج من التباطؤ \(B_{\rm ns} \approx 5\times10^{13}~{\rm G}\) إذا كان منشؤه دينامو \(\alpha-\Omega\) في النجم النيتروني البدائي (مثلاً )—كما يُفترض غالباً لهذا النجم ونجوم نيترونية مماثلة (مثلاً ). ومع ذلك، فإن الكتلة العالية للسلف المستنتجة أعلاه تتّسق مع فكرة أنّ مثل هذه النجوم تُنتِج نجومًا نيترونية شديدة المغنطة (مثلاً ).

أخيراً، تبدو خصائص رياح النّبّاض غير مألوفة نوعاً ما لهذه الفئة من المصادر. فالمغنطة \(\eta_{\rm B} \sim 0.07\) المستنتجة من النمذجة أعلى بنحو مرّتين من القيم المستخلَصة في تحليلات سابقة (\(\eta_{\rm B} \sim 0.005\)؛ ، و\(\eta_{\rm B} \sim 0.008 - 0.03\)؛ )، رغم أنّ ذلك قد يُعزى إلى استكشاف محدود لفضاء المعلمات أو إلى إعادة إنتاج مجموعة مختلفة من الخصائص المرصودة. ومن الجوانب اللافتة قيمة \(E_{\rm max}\). إذ تشير النظريات الحالية إلى أنّ \(E_{\rm max,\Phi}\approx e \Phi\) (مثلاً )، حيث \(e\) شحنة الإلكترون و\(\Phi\) الجهد بالقرب من قطب النّبّاض (مثلاً ):

\[ \begin{split} \Phi = \sqrt{\frac{\dot{E}_{\rm psr}}{c}} &\approx 1.66\times10^{13}~{\rm statvolt} \times \frac{299.79~\text{فولت}}{1~\text{statvolt}} \\ &\approx 4.99\times10^{15}~\text{فولت}, \end{split} \]

أي \(E_{\rm max,\Phi} \approx 5~{\rm PeV}\). وعلى الرغم من أنّ هذه القيمة ليست محدَّدة جيداً في نمذجتنا—بسبب نقص المعلومات حول انبعاث MeV من سديم الرياح—فإن نتائجنا تشير إلى أنّ \(E_{\rm max}\) متوافقة مع .

خلاصة القول، توفّر الأرصاد بالأشعة السينية نافذة جديدة لدراسة نظام نَبّاض–بقايا مستعر أعظم فريد يمثّل جسراً انتقالياً بين النّبّاضات الدورانية والمغناطارات. وستساعد الأرصاد المستمرة خلال فترات التوهّج والسكون على الإجابة عن أسئلة تتعلّق بأصل هذا النظام وما يميّز PSR J1846–0258 عن النّبّاضات النمطية في فئتي النجوم النيترونية.