[Zohreh Gholami]

كشف ستارگان نوتروني سنگين وزن *The discovery of neutron stars, weight*

ما مي دانيم كه انسانها چگونه چاق مي شوند: با خوردن زياد و ورزش كم. اما هيچ كس نمي داند كه چگونه تعدادي از ستارگان نوتروني نسبت به بقيه سنگين تر مي شوند. چرا كه ستاره شناسان از كشف دو نمونه ستاره نوتروني انگشت به دهان مانده اند.
ستاره نوتروني باقيمانده يك ستاره ميان وزن است كه زندگي خودش را باجرمي حدود 8 تا 20 يا 30 برابر جرم خورشيد اغاز كرده است. به عنوان يك ستاره سوخت هسته اي خود را مي سوزاند و عناصر سنگين تر را تا اهن توليد كند. تحت فشار باور نكردني لايه هاي بالايي ستاره الكترونها در اتمهاي خود به شدت تحت قوانين كوانتوم متراكم شده و به حالت الكترون تبهگن در مي ايند. اگر جرم هسته از 1.44 جرم خورشيد – حد چاندراسكار  بالا تر رود الكترونهاي تبهگن نيز نمي توانند مقاومت كنند. ناگهان هسته رمبش مي كند. الكترونها و پروتونها با يكديگر تركيب شده و نوترونها توليد مي شوند و ناگهان انرژي ازاد شده قطعات ريز باقيمانده را در يك انفجار ابرنواختري به بيرون پرتاب مي كند. ستاره نوتروني باقيمانده با 5 تا 10 مايل قطر – كه حالا با تبهگني نوترونها پايدار شده است — با ابر درخشاني از گاز احاطه مي شود.

اين تئوري توضيح مي دهد كه چرا تقريبا تمام ستاره هاي نوتروني كشف شده تاكنون جرمي كمتر از 1.4 خورشيد دارند. همچنين اين مساله توضيح مي دهد كه چرا دانشمندان از انچه كه Paulo Freire (از رصدخانه ارسيبو) و همكارانش در خوشه كرويM5  و NGC 6440  كشف كرده اند متعجب شده اند: ستاره هاي نوتروني با جرمي به ترتيب حدود 1.9 و 2.7 جرم خورشيد.
اجرام مورد بحث تپ اختران ميلي ثانيه اي هستند: ستاره هاي نوتروني با ميدانهاي مغناطيسي بسيار قوي چرخاني با سرعت صدها دور در ثانيه و گسيل طوفانهايي از ذرات و امواج كه در هر دور چرخش به زمين ارسال مي كنند.
اين اجرام اعضاي سيستم هاي دوتايي هستند. ستاره هاي نوتروني منفرد تنها چندين بار در ثانيه مي چرخند اما در سيستمهاي دوتايي با افزايش ماده و اندازه حركت زاويه اي از طريق همدم ديگرش مي تواند با سرعتهاي بالا بچرخد. خوشه هاي كروي مكانهاي ويژه اي براي شكار تپ اختر هاي ميلي ثانيه اي هستند، چرا كه تراكم بالاي ماده منجر به افزايش تعداد سيستمهاي چندتايي ستاره اي مي شود.
از طريق راديو تلسكوپ غولپيكر ارسيبو Freire و همكارانش براي رسيدن به نهايت دقت در خصوصيات اين سيستم دوتايي پالسهاي اين تپ اختر را در يك دوره 18 ساله بررسي كردند. انها جرم تپ اختر را  1.94 ± 0.18 و جرم همدمش را 0.16 ± 0.10 جرم خورشيد محاسبه كردند. انها حتي مي توانند حركت تقديمي اهسته محور مداري انها را كه نسبيت عام پيشگويي مي كند اشكار كنند.
دانش ما در باره قسمتهاي دروني يك ستاره نوتروني هنوز در مراحل اوليه است. Freire مي گويد: "كسي واقعا نمي داند كه ماده در اعماق چنين اجرامي چگونه رفتار مي كند." براي اينكه جرمهايي به اين اندازه را بتوان توصيف كرد بايد نظريه ها براي رفتار ماده تراكم ناپذير ستاره هاي نوتروني اصلاح شود.
همچنين وجود چنين ستاره هاي نوتروني سنگيني دليلي است كه مواد داخلي انها نمي توانند بعد از نوترونها تا دريايي از "ماده كواركي" فشرده شود (هر نوترون از سه كوارك مقيد در يك بسته ساخته شده اند). از فيزيك انتظار داريم كه دريايي از كواركهاي ازاد همسان بايد نسبت به درياي نوتروني بسيار فشرده تر باشد.
سوال ديگري كه وجود دارد اين است كه جرم اضافي از كجا مي ايد. شايد قسمتي از مواد ستاره اي بعد از انفجار ابرنواختري به ستاره نوتروني باز گردد و يا ممكن است مكانيزمهايي وجود داشته باشد كه ما نتوانيم ستاره هاي نوتروني با جرمهاي بالاتر از حد چاندراسكار را توضيح دهيم. اگر بدين صورت باشد، بنابراين ستاره هاي نوتروني ممكن است از انچه كه ما تصور مي كنيم بيشتر باشند و شايد كه جرم بيشتري نسبت به انچه كه ما تصور مي كنيم براي غلبه بر تبهگني نوتروني براي تبديل به سياهچاله نياز باشد.