فرکانسهای نوسانی دو انفجار کوتاه پرتو گاما، بهترین شواهدی هستند که تاکنون در مورد تشکیل شدن ستارههای نوترونی پرجرم ارائه شدهاند. ستارههای نوترونی پرجرم میتوانند پیش از فروپاشی و تشکیل شدن سیاهچاله، برای مدت کوتاهی از گرانش سرپیچی کنند.
یک ستاره نوترونی زمانی تشکیل میشود که سوخت یک ستاره بزرگ به پایان برسد و منفجر شود. در پایان، بقایای فوق متراکم باقی میمانند که میتوانند جرم خورشید را در فضای یک شهر جمع کنند. معمولا یک ستاره نوترونی پیش از اینکه دچار فروپاشی گرانشی شود و سیاهچالهای را تشکیل دهد، فقط میتواند کمی بیش از دو برابر خورشید جرم داشته باشد. با وجود این، وقتی دو ستاره نوترونی منظم در یک منظومه دوتایی با هم ادغام میشوند، جرم ترکیبی آنها میتواند از این اندازه فراتر برود اما فقط برای مدت کوتاهی به این صورت باقی میماند و تشخیص دادن این مرحله دشوار است.
«سیسیلیا چیرنتی»(Cecilia Chirenti)، سرپرست این پژوهش که اخترفیزیکدان «مرکز پرواز فضایی گادرد»(GSFC) ناسا در مریلند و مرکز ریاضیات، محاسبات و شناخت در «دانشگاه فدرال ایبیسی»(UFABC) برزیل است، در مصاحبه با اسپیس گفت: ما باید کار خود را با دو ستاره نوترونی سبک در منظومه دوتایی آغاز کنیم تا یک ستاره نوترونی پرجرم را تشکیل دهیم. در غیر این صورت، یک فروپاشی مستقیم رخ میدهد.
وقتی ستارههای نوترونی جفتی با هم برخورد میکنند، انفجاری از نور به نام «گراننواختر» یا «کیلونوا»(Kilonova) رخ میدهد. گراننواختر، انفجار امواج گرانشی و انفجار کوتاه پرتو گاما را در پی دارد که معمولا کمتر از دو ثانیه طول میکشد. اگر همانطور که شبیهسازیهای رایانهای پیشبینی میکنند، ستارگان نوترونی پرجرم پیش از فروپاشی در سیاهچاله شکل بگیرند، شواهدی مبنی بر وجود این اجرام را میتوان در نوسانات غیرقابل توضیح در فرکانس پرتوهای گاما یافت.
شبیهسازیها پیشبینی میکنند که این نوسانات شبه تناوبی، نتیجه طبیعی تشکیل شدن یک ستاره نوترونی پرجرم هستند که جرمی بین ۲.۵ تا چهار جرم خورشید دارد. چنین ستاره نوترونی پرجرمی بلافاصله فرو نمیریزد زیرا قسمتهای مختلف ستاره نوترونی با سرعتهای بسیار متفاوتی میچرخند که از فروپاشی آن جلوگیری میکند.
با وجود این، یک ستاره نوترونی پرجرم نیز کاملا پایدار نخواهد بود. مواد روی سطح آن جابهجا میشوند و جهت قطبهای مغناطیسی ستاره را که منتشرکننده فوارههای پرتو گاما هستند، به شکلی لرزان مختل میکنند. گروه چیرنتی متوجه شدند که ویژگیهای پویای یک ستاره نوترونی پرجرم میتوانند به بروز نوسانات شبه تناوبی منجر شوند. دو گزینهای که آنها شناسایی کردند، «GRB ۹۱۰۷۱۱» و «GRB ۹۳۱۱۰۱B» هستند که با این نتیجه مطابقت دارند.
یک ستاره نوترونی پرجرم هنوز هم عمر زیادی نخواهد داشت. امواج گرانشی ساطعشده در طول روند ادغام، مقداری از حرکت چرخشی ستاره نوترونی پرجرم را از بین میبرند و چرخش آن را به اندازهای کاهش میدهند که گرانش بر آن مسلط شود.
چیرنتی گفت: شبیهسازیها نشان میدهند که ستاره نوترونی پرجرم به سرعت در حال چرخش است. این ستاره، ماده را از دست میدهد و پیش از فروپاشی نوسان پیدا میکند.
طول عمر یک ستاره نوترونی پرجرم، چند صد میلیثانیه خواهد بود. این مدت زمان بسیار کوتاهی به نظر میرسد اما در نظر بگیرید که ستارگان نوترونی پرجرم میتوانند سریعترین ستارههای در حال چرخش در کیهان باشند و یک چرخش را در ۱.۵ میلیثانیه یا کمتر انجام دهند. یک ستاره نوترونی پرجرم میتواند پیش از فروپاشی، چند صد بار بچرخد.
اگرچه یافتن تنها دو گزینه در نمونهای شامل بیش از ۷۰۰ موج کوتاه پرتو گاما نشان میدهد که ستارههای نوترونی پرجرم ممکن است نادر باشند اما چیرنتی آن را این گونه نمیبیند. وی افزود: ممکن است جنبههای دیگری در ارتباط با تولید امواج پرتو گاما وجود داشته باشند که تشخیص دادن ستاره نوترونی پرجرم را دشوار کنند.
این پژوهش جدید فقط راهی را نشان میدهد که دانشمندان از طریق آن به دنبال درک این موضوع هستند که هنگام ادغام ستارههای نوترونی چه اتفاقی میافتد. «ون فای فونگ»(Wen-fai Fong)، ستارهشناس «دانشگاه نورث وسترن»(Northwestern University) که در این پژوهش نقشی نداشت، در مصاحبه با اسپیس گفت: راههای گوناگونی برای بررسی وضعیت نهایی ادغام ستارههای نوترونی وجود دارند که جامعه علمی به دنبال آنها بوده است. وجود شواهد بالقوه در مورد یک ستاره نوترونی بسیار پرجرم در دادههای آرشیوی، بسیار هیجانانگیز و مکمل تلاشهای امروزی در مورد انفجارهای کوتاه پرتو گاما در سراسر طیف الکترومغناطیسی است.
یکی از راههای جستجو در مورد ستارههای نوترونی پرجرم، تشخیص دادن امواج گرانشی است که هنگام شکلگیری آنها منتشر میشوند. شبیهسازیها نشان میدهند که امواج گرانشی هم باید نوسان داشته باشند اما در فرکانس بسیار بالا و برای اندازهگیری محصول کنونی آشکارسازها. چیرنتی گفت: با وجود این، نوسان فرکانس امواج گرانشی باید توسط نسل بعدی آشکارسازهای امواج گرانشی طی ۱۰ تا ۱۵ سال قابل تشخیص باشد.
۵۸۵۸
