The Mass Function of Neutron Stars from Core-Collapse Supernova Simulations

في أعماق النجوم الضخمة، تدور فصول دراما أخيرة وعنيفة. فعندما ينفد الوقود من نجم يفوق شمسنا بكثير، ينهار لبه تحت وطأة وزنه، مما يؤدي إلى انفجار مستعر أعظم (سوبرنوفا) يمكنه أن يفوق في سطوعه مجرة بأكملها. وفي أعقاب ذلك، غالبًا ما ينجو اللب على هيئة نجم نيوتروني، وهو جسم شديد الكثافة لدرجة أن ملعقة صغيرة واحدة من مادته ستزن بقدر جبل. لعقود من الزمن، حاول علماء الفلك فهم ولادة هذه البقايا الكونية؛ فقد قاموا بقياس كتل النجوم النيوترونية الموجودة في الأنظمة الثنائية، حيث يدور نجمان حول بعضهما البعض، لكن الأسباب الكامنة وراء التوزيع المحدد لهذه الأوزان ظلت غامضة. هل هناك وزن قياسي للنجم النيوتروني حديث الولادة، أم أنها تولد بمجموعة متنوعة من الكتل؟ وكيف تحدد العملية الفوضوية لموت النجم ما إذا كان سيصبح نجمًا نيوترونيًا أم سينهار تمامًا ليتحول إلى ثقب أسود؟

تقدم دراسة جديدة أجراها فريق من الباحثين أحدث عمليات المحاكاة الحاسوبية لهذه الانفجارات النجمية مع أحدث الملاحظات للنجوم النيوترونية للإجابة على هذه الأسئلة. ومن خلال رسم خريطة للهيكل الداخلي للنجم المحتضر وصولاً إلى وزن البقايا التي يتركها خلفه، صاغ الفريق صورة نظرية لكيفية ولادة النجوم النيوترونية. ويشير عملهم إلى أن تنوع الكتل الذي نراه اليوم ليس مجرد نتيجة لاكتساب النجوم للوزن في مراحل لاحقة من حياتها، بل هو أمر مكتوب في لحظة خلقها ذاتها. وتقدم النتائج تفسيرًا متماسكًا لسبب تجمع معظم النجوم النيوترونية حول وزن محدد، بينما تمتد مجموعة أصغر نحو كتل أكبر بكثير، كما توفر تقديرًا جديدًا لمدى تكرار فشل النجوم الضخمة في التحول إلى نجوم نيوترونية على الإطلاق، وانهيارها بدلاً من ذلك لتصبح ثقوبًا سوداء.

بدأ الباحثون بالنظر في العلاقة المعقدة بين الحجم الأولي لنجم ضخم وهيكل لبه قبيل انفجاره مباشرة. وقد استخدموا نماذج حاسوبية ثلاثية الأبعاد متطورة تحاكي الفيزياء المعقدة للمستعر الأعظم، وتتتبع سلوك لُب النجم في اللحظات الأخيرة من حياته. وكشفت عمليات المحاكاة هذه عن نمط واضح: إن "تراص" (compactness) لُب النجم — وهو مقياس لمدى إحكام ضغط المادة عند نقطة معينة في الداخل — يحدد مباشرة كتلة النجم النيوتروني الذي يتشكل. فاللب الأقل تراصًا يميل إلى ترك نجم نيوتروني أخف وزنًا، بينما يؤدي اللب الأكثر تراصًا إلى نجم أثقل. وقد سمح هذا الارتباط للفريق بأخذ التوزيع المعروف للنجوم الضخمة في الكون والتنبؤ بتوزيع كتل النجوم النيوترونية في لحظة ولادتها.

وعندما قارنوا توزيع الولادة النظري هذا مع الكتل الفعلية للنجوم النيوترية المرصودة في السماء، ظهر تباين. فقد توقعت عمليات المحاكاة أن تكون معظم النجوم النيوترونية حديثة الولادة أخف قليلاً من متوسط الكتلة المرصودة، مع وجود مجموعة ثانوية من النجوم الأثقل. ومع ذلك، أظهرت البيانات المرصودة ذروة عند وزن أعلى قليلاً. وأدرك الباحثون أن هذا الاختلاف يمكن تفسيره من خلال عاملين رئيسيين: اكتساب النجوم النيوترونية للكتلة بعد ولادتها، والطريقة التي تؤثر بها عملية الولادة على بقائها في نظام ثنائي.

غالبًا ما تسحب النجوم النيوترونية في الأنظمة الثنائية مواد من نجومها الرفيقة، وهي عملية تسمى "التنامي" (accretion)، والتي تضيف وزنًا إلى النجم النيوتروني بمرور الوقت. وقد طبق الفريق تصحيحات على البيانات المرصودة لتقدير الكتل التي كانت عليها عند الولادة، وذلك عبر استبعاد الوزن المكتسب من رفاقها. وقد أدى هذا التعديل إلى إزاحة الذروة المرصودة للأسفل لتتماشى بشكل وثيق مع التنبؤ النظري. علاوة على ذلك، سلطت الدراسة الضوء على دور "الركلات" (kicks) التي تُعطى للنجوم النيوترونية عند الولادة. فتمامًا كما يندفع الصاروخ للأمام بفعل عادم محركه، يتلقى النجم النيوتروني دفعة مفاجئة في الاتجاه المعاكس للانفجار. وتشير عمليات المحاكاة إلى أن النجوم النيوترية الأثقل تتلقى ركلات أقوى في المتوسط. وهذه الركلات القوية يمكن أن تكسر الرابطة الجاذبية التي تمسك النظام الثنائي، مما يؤدي إلى قذف النجوم النيوترية الأثقل إلى الفراغ حيث يصعب العثور عليها. وهذا الاستبعاد الانتقائي يعني أن الأنظمة الثنائية التي نرصدها منحازة نحو النجوم النيوترية الأخف التي تلقت ركلات أخف وبقيت في مداراتها.

ومن خلال الجمع بين تأثيرات تشكل الثقوب السوداء، وتنامي الكتلة، وهذه الركلات عند الولادة، أنشأ الفريق نموذجًا منقحًا يتطابق مع البيانات المرصودة بشكل مذهل. ويشير نموذجهم إلى أن الكون ينتج طيفًا واسعًا من كتل النجوم النيوترية عند الولادة، تتراوح من حوالي 1.2 إلى 2.0 ضعف كتلة شمسنا. والكتلة الأكثر شيوعًا عند الولادة هي حوالي 1.35 ضعف كتلة الشمس، مما يفسر الذروة البارزة المشهودة في الملاحظات. أما الذيل الثقيل للتوزيع، والذي يمتد حتى 2.0 من الكتلة الشمسية، فهو نتيجة طبيعية للهياكل المتنوعة للنجوم السلف، وليس مجرد نتيجة للتنامي اللاحق.

كما قدمت الدراسة تقديرًا جديدًا لنسبة النجوم الضخمة التي تنهي حياتها كثقوب سوداء بدلاً من نجوم نيوترية. فمن خلال تحليل أنواع النجوم التي فشلت في عمليات المحاكاة في إنتاج نجم نيوتروني، حسب الباحثون أن حوالي 21 بالمائة من النجوم الضخمة في النطاق الكتلي المعني تنهار مباشرة لتصبح ثقوبًا سوداء. وهذا الرقم ليس قاعدة بسيطة تعتمد على الحجم الأولي للنجم؛ بل يعتمد على الهيكل المعقد وغير الخطي لُب النجم، مما يعني أن النجوم ذات الأحجام المتشابهة يمكن أن يكون لها مصائر مختلفة تمامًا.

يمثل هذا العمل خطوة مهمة للأمام في الربط بين نظرية كيفية موت النجوم وبين واقع ما نرصده. فهو يتجاوز الفكرة القديمة القائلة بأن جميع النجوم النيوترية تولد بكتلة متساوية تقريبًا، مستبدلاً إياها بصورة ديناميكية حيث يملي الهيكل الأولي للنجم مجموعة واسعة من النتائج. إن التوافق بين عمليات المحاكاة المعقدة والبيانات المرصودة يشير إلى أن فهمنا لانفجارات المستعر الأعظم قد بدأ ينضج. ورغم أنه لا تزال هناك شكوك، مثل التأثير الدقيق للتركيب الكيميائي للنجم أو تفاصيل التفاعلات الثنائية، إلا أن الدراسة تثبت أن نظرية المستعر الأعظم الحديثة يمكنها الآن تفسير مجتمع الأجرام المدمجة التي نراها في السماء. إنها تفتح عصرًا جديدًا حيث يمكن تتبع ولادة هذه الأجسام المتطرفة وصولاً إلى الظروف المحددة للنجوم التي خلقتها، محولةً مجموعة من القياسات إلى قصة متماسكة عن موت النجوم وإعادة ولادتها.