ستاره‌ای را تصور کنید که در کره‌ای به اندازه زمین فشرده شده، اما جرمی بیش از خورشید ما را در خود جای داده است. تصورش دشوار است. شاید آسان‌تر باشد تصور کنیم قوانین آشنا در چنین جایی دیگر درست کار نمی‌کنند.
کوتوله‌های سفید، بقایای کوچک و به‌شدت چگال ستارگانی مانند خورشید ما هستند که پس از پایان یافتن سوخت هسته‌ای، لایه‌های بیرونی خود را از دست می‌دهند. این هسته‌های ستاره‌ای که تقریبا هم‌اندازه زمین‌اند، می‌توانند جرمی هم‌تراز با جرم خورشید داشته باشند.
شبیه‌سازی‌های رایانه‌ای تازه به سرپرستی پژوهشگران مؤسسه علوم هند نشان می‌دهد که میدان‌های مغناطیسی داخلیِ بسیار شدید می‌توانند این قواعد را تغییر دهند. در شرایطی خاص، یک کوتوله سفید می‌تواند جرمی بسیار بیشتر از حد دیرپای چاندراسخار، یعنی حدود ۱٫۴ برابر جرم خورشید، را تحمل کند. این مدل‌ها از وجود اجرامی با جرمی نزدیک به حدود ۲٫۴ جرم خورشیدی پشتیبانی می‌کنند؛ نتیجه‌ای که پیامدهای فوری برای تفسیر انفجارهای ستاره‌ای غیرعادی و بسیار درخشان و نیز اندازه‌گیری فاصله‌های کیهانی دارد.
این نتیجه یک اصلاح جزئی و ساده نیست. پرسشی بنیادی مطرح می‌کند: آیا فیزیکی که با آن ستارگان را وزن می‌کنیم، ممکن است یک رده کامل از بقایای سنگین و مغناطیسی‌شده را نادیده بگیرد؟ اگر پاسخ مثبت باشد، برخی از درخشان‌ترین ابرنواخترهای نوع یک ای شاید از پیش‌ستاره‌هایی برخاسته باشند که با نمونه کتاب‌های درسی تفاوت زیادی دارند.
بانیبراتا موکوپادهیای، چپ، و زنیا زورایق، راست
وقتی مغناطیس حد جرم را بازنویسی می‌کند
حد چاندراسخار یک توازن ظریف و چشمگیر است. فشار واگنی الکترون، یعنی مقاومت مکانیک کوانتومی الکترون‌ها در برابر فشرده شدن در یک حالت یکسان، کوتوله سفید را در برابر گرانش سرپا نگه می‌دارد. طبق نظریه سنتی، بالاتر از حدود ۱٫۴ جرم خورشیدی، فشار واگنی دیگر نمی‌تواند در برابر فروپاشی مقاومت کند؛ در نتیجه همجوشی مهارنشده می‌تواند آغاز شود و به انفجار بینجامد.
شبیه‌سازی‌های جدید بازیگر سومی را وارد می‌کنند: فشار مغناطیسی. هنگامی که یک کوتوله سفید از همدم دوتایی خود ماده جذب می‌کند، چگالی آن افزایش می‌یابد و درونش فشرده‌تر می‌شود. این فشردگی میدان مغناطیسی داخلی ستاره را تقویت می‌کند و همان میدان مغناطیسی فشار اضافه‌ای به سیستم می‌افزاید. وقتی این فشار مغناطیسی قابل توجه شود، ستاره می‌تواند جرمی بیشتر از آنچه مدل‌های بدون مغناطیس پیش‌بینی می‌کنند تحمل کند.
این پشتیبانی مغناطیسی همچنین رابطه جرم و شعاع کوتوله سفید را تغییر می‌دهد. به زبان ساده: کوتوله‌های سفید مغناطیسی ممکن است هم سنگین‌تر و هم بزرگ‌تر از چیزی باشند که مدل‌های غیرمغناطیسی انتظار دارند. برخی کوتوله‌های سفید کم‌جرم مشاهده‌شده که پف‌کرده‌تر از پیش‌بینی‌ها به نظر می‌رسند، شاید نشانه‌ای از همین اثر یا برهم‌کنش‌هایی باشند که چنین میدان‌هایی را می‌سازند.
ردیابی یک ستاره از تولد تا بقایای سنگین
این گروه به جای آنکه فقط بپرسد آیا یک کوتوله سفید مغناطیسی می‌تواند پایدار باشد یا نه، این پرسش را مطرح کرد که آیا یک ستاره معمولی می‌تواند به شکلی واقع‌بینانه به چنین جرمی تبدیل شود. برای پاسخ، آن‌ها کد تکامل ستاره‌ای استارز را که در دانشگاه کمبریج توسعه یافته است، به‌گونه‌ای سازگار کردند که تقویت میدان مغناطیسی و سردشدن واقع‌گرایانه کوتوله سفید را نیز در بر بگیرد. این کار به آن‌ها امکان داد یک زنجیره کامل تکاملی را دنبال کنند: ستاره رشته اصلی، از دست دادن جرم، تشکیل کوتوله سفید و سپس افزایش جرم از طریق همدم.
در یک اجرای نمونه، ستاره‌ای با جرم هشت برابر خورشید، کوتوله سفیدی کربن-اکسیژن با جرمی حدود ۱٫۰۲ جرم خورشیدی به جا گذاشت. هنگامی که این بازمانده با آهنگی کند اما پایدار، معادل ۱۰ به توان منفی ۹ جرم خورشیدی در سال، ماده جذب کرد، میدان مغناطیسی داخلی آن به اندازه‌ای تقویت شد که حد جرم مدل‌شده را به حدود ۲٫۴ جرم خورشیدی رساند. در همان تاریخچه برافزایش، اما بدون اثرهای مغناطیسی، ستاره نزدیک آستانه کلاسیک ۱٫۴ جرم خورشیدی متوقف شد.
زنیا زورایق، نویسنده اصلی پژوهش و دانشجوی دکتری در مؤسسه علوم هند، گفت: «پرسش مهم صرفا این نبود که آیا یک کوتوله سفید ابرچاندراسخاری ممکن است یا نه، بلکه این بود که آیا یک ستاره واقعا می‌تواند به چنین جرمی تکامل یابد.» این شبیه‌سازی‌ها مسیر تکاملی یادشده را دنبال می‌کنند و نشان می‌دهند چه شرایطی چنین نتیجه‌ای را محتمل می‌سازد.
چرا این موضوع برای ابرنواخترها و کیهان‌شناسی مهم است
ابرنواخترهای نوع یک ای زمانی پدید می‌آیند که کوتوله‌های سفید کربن-اکسیژن دچار سوختن گرماهسته‌ای مهارنشده شوند. از آنجا که بسیاری از رویدادهای نوع یک ای، پس از استانداردسازی، منحنی‌های نوری و درخشندگی اوج مشابهی دارند، اخترشناسان از آن‌ها به عنوان نشانگر فاصله در سراسر کیهان استفاده می‌کنند. همین برآوردهای فاصله‌ای پشتوانه کشف شتاب‌گیری انبساط کیهان و استنباط وجود انرژی تاریک بود.
اگر برخی انفجارهای نوع یک ای از پیش‌ستاره‌های غیرعادیِ پرجرم و مغناطیسی سرچشمه بگیرند، درخشندگی اوج و شکل منحنی نوری آن‌ها می‌تواند با نمونه معیار تفاوت داشته باشد. برخی ابرنواخترهای بسیار درخشان و پیش‌تر معماگونه، شاید با این رده از کوتوله‌های سفیدِ پشتیبانی‌شده با میدان مغناطیسی توضیحی طبیعی پیدا کنند. این موضوع به نوبه خود بازنگری دقیق در دامنه مدل‌های فیزیکی مورد استفاده برای استانداردسازی منحنی‌های نوری نوع یک ای و استنباط انبساط کیهانی را ضروری می‌کند.
این پژوهش ادعا نمی‌کند که کوتوله‌های سفید بزرگ‌شده بر اثر مغناطیس رایج‌اند. بلکه یک مسیر تکاملی امکان‌پذیر را نشان می‌دهد و شرایطی را کمی‌سازی می‌کند که در آن‌ها چنین اجرامی می‌توانند شکل بگیرند: جرم اولیه ستاره، نرخ برافزایش، رفتار سردشدن و تقویت مغناطیسی. گام بزرگ بعدی، تأیید رصدی است.
دیدگاه کارشناس
دکتر لیا پارک، اخترفیزیک‌دانی که در این پژوهش مشارکت نداشته است، اظهار کرد: «این شبیه‌سازی‌ها ارزشمندند، زیرا میان امکان‌های نظری و واقعیت اخترفیزیکی پل می‌زنند. فیزیک تقویت میدان مغناطیسی هنگام برافزایش پیچیده است، اما مدل‌سازی کل چرخه زندگی ستاره پیش‌بینی‌های آزمون‌پذیری به ما می‌دهد؛ از جمله نشانه‌های طیفی، نرخ‌ها و انرژی‌های انفجار که رصدگران می‌توانند در جست‌وجوی آن‌ها باشند. اگر حتی بخش کوچکی از ابرنواخترهای نوع یک ای از این پیش‌ستاره‌ها سرچشمه بگیرند، این موضوع هم برای فیزیک انفجار و هم برای نمونه‌های کیهان‌شناسی اهمیت خواهد داشت.»
پرسش‌های گسترده‌تر و گام‌های بعدی
اخترشناسان چگونه می‌توانند یک پیش‌ستاره ابرچاندراسخاریِ مغناطیسی را به طور قطعی شناسایی کنند؟ طیف‌سنجی بقایای ابرنواختر، اندازه‌گیری قطبش نور انفجار و مطالعات جمعیتی که تابع درخشندگی ابرنواخترهای مشاهده‌شده را با پیش‌بینی مدل‌ها مقایسه می‌کنند، همگی رویکردهایی امیدبخش‌اند. پیمایش‌هایی که طیف‌های زمان‌های آغازین و منحنی‌های نوری با نمونه‌برداری پرتکرار ثبت می‌کنند، به‌ویژه ارزشمند خواهند بود، زیرا اثر انگشت جرم‌های متفاوت پیش‌ستاره و ساختارهای مغناطیسی داخلی اغلب در نزدیکی زمان انفجار آشکارتر است.
در سویه نظری، افزودن مگنتوهیدرودینامیک چندبعدی و ریزفیزیک بهبودیافته، آستانه‌ها و پیش‌بینی‌های رصدی را دقیق‌تر خواهد کرد. نتایج کنونی نشان می‌دهد میدان‌های داخلی قوی می‌توانند حساب‌وکتاب سرنوشت‌های نهایی ستارگان را تغییر دهند؛ اما جزئیات جمعیتی این اجرام هنوز باید روشن شود.
جمع‌بندی
برای دهه‌ها، حد چاندراسخار یکی از پایه‌های اخترفیزیک ستاره‌ای بوده است. این شبیه‌سازی‌های تکاملی تازه آن بنیان را واژگون نمی‌کنند؛ بلکه لایه‌های تازه‌ای به آن می‌افزایند. میدان‌های مغناطیسی که اغلب در مدل‌های یک‌بعدی به حاشیه رانده می‌شوند، می‌توانند فشار اضافی فراهم کنند و به برخی کوتوله‌های سفید اجازه دهند پیش از انفجار، به طور چشمگیری سنگین‌تر شوند. نتیجه روشن و مهم است: زیرمجموعه‌ای از ابرنواخترهای نوع یک ای ممکن است به کوتوله‌های سفید ابرچاندراسخاریِ پشتیبانی‌شده با مغناطیس بازگردند، و شناسایی آن‌ها درک ما را هم از مرگ ستارگان و هم از جهان در حال انبساط دقیق‌تر خواهد کرد.
.avif)
نظر بگذارید
نظرات
هنوز نظری ثبت نشده. اولین نفر باشید.