التحليل الطيفي بالأشعة السينية للنباض عالي المغنطة PSR J1846–0258، سديم رياحه وبقايا المستعر الأعظم المضيفة KES 75

الملخص

نقدم تحليلاً طيفياً واسع النطاق بالأشعة السينية للمكونات النشطة التي تشكل بقايا المستعر الأعظم (SNR) كستيفن 75، وذلك باستخدام أرصاد متزامنة من XMM-Newton وNuSTAR في الفترة 17–20 أغسطس 2017، حيث وُجد أن النباض PSR J1846–0258 في حالة سكون. تستضيف البقايا الفتية سديم رياح نباض ساطع يغذيه نباض معزول عالي الطاقة (\(\dot{E} = 8.1 \times 10^{36}\) إرج/ثانية)، ويعمل بالطاقة الدورانية، مع عمر تباطؤ مقداره \(P/2\dot{P} \sim 728\) سنة فقط. ويُستنتج أن المجال المغناطيسي السطحي له (\(B_s = 4.9\times 10^{13}\) جاوس) هو الأكبر بين هذه الأجسام، ومن المرجح أنه مسؤول عن فترات النشاط الفجائي والانفجارات، مما يشير إلى انتقال نحو أو من حالة مغناطارية. يُوصف الانبعاث النبضي من PSR J1846–0258 بشكل جيد في نطاق 2–50 keV بنموذج قانون أسّي مع دليل فوتوني \(\Gamma_{\rm PSR} = 1.24\pm0.09\) وتدفق غير ممتص في نطاق 2–10 keV مقداره \((2.3\pm0.4)\times 10^{-12}\) إرج/ثانية/سم². لم نجد دليلاً على وجود مكون غير حراري إضافي فوق \(10\) keV في الحالة الحالية، كما هو معتاد في المغناطارات. وبالمقارنة مع طيف النباض من Chandra، فإن الكسر النبضي الداخلي هو \(71\pm16\)% في نطاق 2–10 keV. يعطي طيف سديم الرياح قانون أسّي بدليل \(\Gamma_{\rm PWN} = 2.03\pm0.02\) في نطاق 1–55 keV، دون وجود دليل على انحناء في هذا النطاق، وتدفق غير ممتص في نطاق 2–10 keV مقداره \((2.13\pm0.02)\times 10^{-11}\) إرج/ثانية/سم². تكشف بيانات NuSTAR عن وجود مكون صلب للأشعة السينية يهيمن على طيف البقايا فوق 10 keV، ننسبه إلى مكون سديم الرياح المتناثر بالغبار. قمنا بنمذجة التطور الديناميكي والإشعاعي لمنظومة Kes 75 لتقدير خصائص ولادة النجم النيوتروني، وطاقات السلف، وخصائص سديم الرياح. تشير النتائج إلى أن سلف Kes 75 كان في الأصل ضمن نظام ثنائي نقل معظم كتلته إلى رفيقه قبل الانفجار.

حتى الآن، تم اكتشاف أكثر من 2000 نباض عادي يعمل بالطاقة الدورانية (RPPs)، معظمها كنباضات راديوية. ينبع انبعاثها الموجه من فقدان الطاقة الدورانية من ثنائي قطب مغناطيسي مشع للنجم النيوتروني (NS) أثناء تباطؤه التدريجي . غالباً ما تظهر النباضات الفتية النشطة والمعزولة سديم رياح نباض (PWN) في الراديو و/أو الأشعة السينية. ويُعتقد أن تحويل الطاقة الدورانية إلى إشعاع كهرومغناطيسي ورياح جسيمية هو ما يغذي هذه السدم السنكروترونية .

وعلى النقيض من ذلك، فإن المغناطارات هي أيضاً نجوم نيوترونية فتية ومعزولة، لكنها تفتقر عادةً إلى الانبعاث الراديوي المستمر والسدم السنكروترونية الخاصة بالنباضات الدورانية. في حالة السكون، تصدر هذه النباضات البطيئة الدوران (2-12 ثانية) بشكل فريد في نطاق الأشعة السينية. والأهم من ذلك، أن انبعاثها الحراري بالأشعة السينية يتجاوز بكثير معدل فقدان طاقتها الحركية الدورانية (\(\dot{E}\))، ويُعتقد أن مصدر طاقتها هو اضمحلال مجالها المغناطيسي الهائل، الذي يتجاوز القيمة الحرجة الكمومية \(B_{\rm QED}\equiv m_e^2c^3/e\hbar = 4.4 \times 10^{13}\) جاوس .

ظهرت في السنوات الأخيرة استثناءات لخصائص كل من النباضات الدورانية والمغناطارات، مما ألقى ضوءاً جديداً على تطورها وآليات انبعاثها: 1) تم اكتشاف عدد متزايد من المغناطارات ذات الحقول المغناطيسية المنخفضة، والتي تقع حقولها على حدود تلك الخاصة بالنباضات الدورانية ، 2) المغناطارات العابرة التي تظهر انبعاثاً راديوياً متقطعاً أثناء انفجاراتها ، 3) الدليل الحديث على أول اكتشاف لسديم رياح حول مغناطار ، و4) اكتشاف تغيرات في سديم رياح يحيط بنباض راديوي عالي المغنطة J1119–6127 أظهر سلوكاً شبيهاً بالمغناطارات .

ومن النتائج اللافتة اكتشاف انفجارات قصيرة شبيهة بالمغناطارات من النباض PSR J1846–0258 في Kes 75 . هذا النباض عالي الطاقة (\(\dot{E} = 8.3 \times 10^{36}\) إرج/ثانية)، ذو فترة 325 مللي ثانية، ويعمل بالطاقة الدورانية ، مع سديم رياح ساطع، يقع في مركز بقايا المستعر الأعظم الفتية Kes 75 . تم رصد النباض بالصدفة عام 2006 في حالة توهج، مع تليين ملحوظ في طيفه وتغير في شكل سديم الرياح. ومؤخراً، بعد 14 عاماً، تم الإبلاغ عن نشاط متجدد من النباض . ومع ذلك، فإن الخصائص الطاقية والطيفية لهذا النباض تميّزه بوضوح عن المغناطارات. قد نكون أمام حالة تطورية فريدة ونادرة، وربما نشهد انكشاف مجال مغناطيسي مدفون بقوة مغناطارية (انظر ).

لقد حصلنا على أرصاد جديدة متزامنة من XMM-Newton وNuSTAR لمنظومة Kes 75 لدراسة الخصائص الطيفية لمكوناتها بشكل أفضل، واستنتاج تفاعلاتها وتطورها. في القسم 2، نصف مجموعات البيانات هذه، التي تم تحليلها بالتزامن مع بيانات أرشيفية حديثة من Chandra. وجدنا أن نموذج قانون أسّي بسيط يكفي لوصف طيف النباض، دون وجود دليل على مكون طيفي أكثر تسطحاً فوق \(\sim 10\) keV، وهو ما يميز المغناطارات. كما أن طيف سديم الرياح، الذي يُوصف أيضاً بقانون أسّي واحد، لا يظهر أي دليل على الانحناء. قمنا بقياس هالة متناثرة بالغبار تظهر كمكون طيفي صلب >10 keV لطيف البقايا.

استناداً إلى هذه النتائج الطيفية، نطبق في القسم 3 نموذجاً ديناميكياً وإشعاعياً على توزيع الطاقة الطيفية (SED) لمنظومة Kes 75. وأخيراً، في القسم 4، نناقش دلالات نتائجنا الطيفية الواسعة النطاق ونمذجة التطور. إن اكتشاف نشاط شبيه بالمغناطارات من نباض فتٍ يعمل بالطاقة الدورانية يوفر فرصة فريدة لدراسة العلاقة بين الطبيعة المميزة للنباضات الدورانية والمغناطارات، ونشأتها وتطورها المبكر.

نمذجة سديم الرياح وبقايا المستعر الأعظم

حالياً، أفضل طريقة لتحديد طاقة سلف Kes 75، وخصائص ولادة النباض PSR J1846–0258، ورياحه النباضية، هي تركيب الخصائص المرصودة لسديم الرياح بنموذج لتطوره 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 المعلمات المدخلة للنموذج (استناداً إلى ) التي تعطي أفضل تطابق (\(\chi^2\) الأدنى) مع الخصائص المرصودة لـKes 75 في الجدول [tab:obsprop]. المعلمات المدخلة موضحة في الجدول [tab:modprop]، مع اختيار العمر \(t_{\rm age}\) واللمعان الابتدائي \(\dot{E}_0\) بحيث، لمعامل كبح p وزمن تباطؤ \(\tau_{\rm sd}\) معينين، يعيدان إنتاج العمر المميز الحالي \(t_{\rm ch}\) ولمعان التباطؤ \(\dot{E}\) للنباض:

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

انبعاث كومبتون العكسي لسديم الرياح هو نتيجة تصادم الإلكترونات مع الخلفية الكونية الميكروية وحقل 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 أن طيف الجسيمات المحقونة في سديم الرياح عند الصدمة النهائية يوصف جيداً بقانون أسّي 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 معدل حقن الإلكترونات والبوزيترونات في سديم الرياح و\(\dot{N}_{\rm break}\) يُحسب بحيث:

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

حيث \(\eta_{\rm B}\) هو نسبة طاقة الرياح النباضية المحقونة كساحة مغناطيسية. للأسف، عدد معلمات النموذج أكبر بواحد من عدد الكميات المرصودة لهذا النظام، ومجموعة المعلمات التي أعطت أقل \(\chi^2\) (\(\chi^2 = 0.93\)) موضحة في الجدول [tab:modprop] مع التوزيع الطيفي للطاقة المرصود والمتوقع في الشكل 3. ستتم مناقشة أهمية وحدود هذه النتائج أدناه.

المناقشة والاستنتاجات

استناداً إلى أرصاد Chandra لعام 2016 وXMM-Newton وNuSTAR لعام 2017 للنباض PSR J1846–0258 المقدمة هنا، عاد النباض إلى حالته الساكنة المدفوعة بالدوران بعد آخر حدث مغناطاري معروف عام 2006. في هذه الحالة، أظهرنا أنه لا يوجد دليل في الانبعاث النبضي على وجود مكون طيفي أكثر تسطحاً فوق 10 keV، كما هو مذكور في العديد من المغناطارات (؛ انظر المراجعات ). وُجد أن النباض عالي التعديل في نطاق 2–10 keV بنسبة لا تقل عن 64%، وهو أمر غير غير معتاد للنباضات الفتية ذات المنحنيات النبضية الجيبية. تؤكد القياسات الطيفية الجديدة عالية الجودة العلاقة بين دلائل القانون الأسّي للنباض PSR J1846–0258 وسديم الرياح الخاص به، بما يتوافق مع ما هو متوقع للنباضات الدورانية عالية الطاقة . تدفق سديم الرياح متوافق مع ما ذكره ولم نجد دليلاً على انحناء في طيفه الواسع 1–55 keV.

كفاءة تغذية سديم الرياح من فقدان الطاقة الدورانية (\(L_x/\dot{E} \approx 1\%\))، المقدرة من اللمعان في نطاق 2–10 keV عند مسافة 6 كيلو فرسخ ، من بين الأعلى المعروفة للنباضات الدورانية. يشير اكتشاف النشاط المغناطاري إلى أن جزءاً من لمعان النباض قد يكون من انبعاث سطحي، ومع ذلك، فإن طيف النباض في الحالة الساكنة يختلف بوضوح عن المتوقع من مغناطار، الذي يتميز عادة بانبعاث جسم أسود ساخن (0.5 keV) ومكون غير حراري حاد \(\Gamma \sim 4\) . من الممكن أن يكون جزء من التدفق، متوافق مع الكسر النبضي، ناتجاً عن تبريد النجم النيوتروني بعد النشاط المغناطاري. قد يكون الانبعاث غير النبضي الناعم مسؤولاً عن كثافة العمود الأقل المقاسة للنباض مقارنة 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 تحد من قدرتنا على دراسة ذلك بشكل أعمق.

تكشف الأطياف الواسعة النطاق بالأشعة السينية لبقايا Kes 75 لأول مرة أن المكون الصلب يهيمن فوق 10 keV، وهو مستقل بوضوح عن الانبعاث الحراري. تم اكتشاف مكونات غير حرارية مماثلة في عدة أصداف بقايا مستعرات عظمى، كما في التحليل الطيفي المكاني لـSN 1006 . يوصف هذا الانبعاث عادة في نطاق الأشعة السينية بقانون أسّي بدليل فوتوني أكثر حدة \(\sim 2.5–3\) ويمكن أن يؤدي إلى تسريع الجسيمات حتى طاقات تيرا إلكترون فولت .

بالنسبة لـKes 75، يدعم الطيف الأكثر تسطحاً والانخفاض الشعاعي للانبعاث الصلب تفسيره كهالة متناثرة بالغبار ناتجة عن النباض/سديم الرياح الساطع والممتص بشدة . تم اكتشاف هالات مماثلة حول مغناطارات أو نجوم نيوترونية عالية المغنطة أظهرت انفجارات مغناطارية . في حالة Kes 75، لوحظ سطوع الهالة بعد توهج 2006 . يبين العمل الحالي أن انبعاث الهالة يمكن رصده حتى أثناء حالة السكون للنباض. وقد لوحظت هالة مماثلة من G21.5–0.9، سديم رياح فتٍ وساطع وممتص بشدة .

استفدنا من النتائج الجديدة للأشعة السينية لـKes 75 لإعادة تقييم تطور سديم الرياح في البقايا باستخدام النموذج الديناميكي والإشعاعي الموضح في القسم [sec:modeling]. قلة درجات الحرية في هذا النموذج تجعل من الصعب استخلاص نتائج إحصائية قوية من التركيب، ومع ذلك، توفر المعلمات المفضلة رؤى حول أصل وفيزياء هذا النظام. تشير نتائج النمذجة بقوة إلى أن Kes 75 نشأت من انفجار منخفض الطاقة (\(E_{\rm sn} \ll 10^{51}~{\rm ergs}\)) وكتلة مقذوفات منخفضة (\(M_{\rm ej} < 1~{\rm M}_\odot\)). تم تحديد هذه الكميات جزئياً من معدل التمدد العالي المرصود لسديم الرياح (الجدول [tab:obsprop])، الذي، كما ناقش ، يشير إلى أن سديم الرياح يتمدد في مقذوفات مستعر أعظم منخفضة الكثافة. أحد الاحتمالات، كما ذكر ، هو أن سديم الرياح حالياً مغمور في فقاعة منخفضة الكثافة ناتجة عن اضمحلال \(^{56}\mathrm{Ni}\) في المقذوفات الداخلية (). ومع ذلك، فإن نمذجتنا تعيد أيضاً إنتاج الحجم المرصود لسديم الرياح والبقايا، وهو أقل اعتماداً على الظروف المحلية حول السديم.

إذا أخذنا القيم كما هي، فإن القيم المنخفضة لـ\(M_{\rm ej}\) و\(E_{\rm sn}\) لها دلالات قوية على سلف النظام. قيمة \(M_{\rm ej}\) أقل مما هو متوقع لسلف نجم ضخم معزول (مثلاً )، حتى مع فقدان كتلة كبير قبل الانفجار كمستعر أعظم انهيار نواة (مثلاً ). ومع ذلك، هذه القيم مماثلة لما وجد في محاكاة ثلاثية الأبعاد حديثة لانفجارات انهيار نواة الهيليوم – مما يشير إلى أن سلف Kes 75 كان في الأصل ضمن نظام ثنائي نقل معظم كتلته إلى رفيقه قبل الانفجار، مما يدل على كتلة ابتدائية عالية.

يفضل النموذج التطوري درجة حرارة منخفضة لحقل فوتونات IC \(T = 32\,\mathrm{K}\). وهذا يتفق مع النتائج الحديثة لانبعاث الغبار عند درجة حرارة \(T = 33 \pm 5\,\mathrm{K}\) (لحبيبات السيليكات) ، والتي استنتجوا أنها على الأرجح غبار تشكل بفعل المستعر الأعظم ويتم تسخينه بالصدمة من سديم الرياح.

علاوة على ذلك، بما أن فترة الدوران الابتدائية \(P_0\) للنباض 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 المستنتج \(\tau_{\rm sd}\) والعمر \(t_{\rm age}\) من النمذجة يشير إلى أن \(P_0 \approx 0.618 P \approx 200~{\rm ms}\) (مثلاً ). هذا أطول بكثير من \(P_0 \approx 2~{\rm ms}\) اللازمة لتفسير شدة المجال المغناطيسي السطحي المستنتج من التباطؤ \(B_{\rm ns} \approx 5\times10^{13}~{\rm G}\) إذا كان ناتجاً عن دينامو \(\alpha-\Omega\) في النجم النيوتروني البدائي (مثلاً ) – كما يُفترض غالباً لهذا النجم ونجوم نيوترونية مماثلة (مثلاً ). ومع ذلك، فإن الكتلة العالية للسلف المستنتجة أعلاه تتفق مع فكرة أن مثل هذه النجوم تنتج نجوم نيوترونية عالية المغنطة (مثلاً ).

أخيراً، خصائص رياح النباض غير معتادة نوعاً ما لهذه الفئة من المصادر. المغنطة \(\eta_{\rm B} \sim 0.07\) المستنتجة من النمذجة أعلى بحوالي مرتين من القيم المستنتجة من تحليلات سابقة (\(\eta_{\rm B} \sim 0.005\)؛ ، \(\eta_{\rm B} \sim 0.008 - 0.03\)؛ )، رغم أن ذلك قد يكون نتيجة استكشاف محدود لمجال المعلمات أو إعادة إنتاج مجموعة مختلفة من الخصائص المرصودة. من الأمور المثيرة للاهتمام قيمة \(E_{\rm max}\). تشير النظريات الحالية إلى أن \(E_{\rm max,\Phi}\approx e \Phi\) (مثلاً )، حيث \(e\) شحنة الإلكترون و\(\Phi\) الجهد بالقرب من قطب النباض (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 \(E_{\rm max,\Phi} \approx 5~{\rm PeV}\). على الرغم من أن هذه القيمة ليست محددة جيداً في نمذجتنا، بسبب نقص المعلومات حول انبعاث MeV من سديم الرياح، تشير نتائجنا إلى أن \(E_{\rm max}\) متوافقة مع .

خلاصة القول، تقدم الأرصاد بالأشعة السينية نافذة جديدة لدراسة نظام نباض–بقايا مستعر أعظم فريد يمثل جسراً انتقالياً بين النباضات الدورانية والمغناطارات. ستساعد الأرصاد المستمرة خلال فترات التوهج والسكون في الإجابة عن أسئلة تتعلق بأصله وما يميز PSR J1846–0258 عن النباضات النمطية في فئتي النجوم النيوترونية.