Dynamical stability of Magnetic Supramassive Neutron Stars

تعد النجوم النيوترونية من أكثر الأجسام كثافة في الكون، وهي عبارة عن النوى المنهارة لنجوم ضخمة انفجرت. ملعقة صغيرة واحدة من مادتها تزن بقدر جبل. هذه البقايا الكونية تدور بسرعة هائلة، أحياناً مئات المرات في الثانية، والعديد منها مشبع بحقول مغناطيسية قوية جداً لدرجة أنها قد تمحو بطاقة ائتمان من منتصف المسافة عبر النظام الشمسي. عندما يصطدم نجمان نيوترونيان، يمكنهما الاندماج لتشكيل جسم واحد أكثر كتلة. إذا كان هذا النجم الجديد ثقيلاً بما يكفي للانهيار تحت تأثير جاذبيته الخاصة ولكنه مدعوم بدورانه السريع، فإنه يسمى نجماً نيوترونياً فوق الكتلة (supramassive). هذه الأجسام عابرة وغير مستقرة؛ فهي توجد في توازن دقيق بين قوة الجاذبية الساحقة والدفع الخارجي الناتج عن الدوران. إن فهم كيفية سلوك هذه النجوم، خاصة عندما تكون حقولها المغناطيسية في أقصى حالاتها، يساعد علماء الفلك على فك رموز الإشارات العنيفة التي ترسلها عبر الكون، من تموجات الزمكان إلى ومضات الضوء عالية الطاقة.

استخدم فريق من الباحثين الآن حواسيب فائقة القدرة لمحاكاة ما يحدث عندما تتعرض هذه النجوم فوق الكتلة لحقول مغناطيسية تصل قوتها إلى مائة كوادريليون غاوس. وللقيام بذلك، بنوا نماذج رقمية لهذه النجوم باستخدام قوانين الفيزياء التي تحكم الزمان والمكان والمادة، ثم راقبوا كيف تتطور بمرور الوقت. بدأوا بنجوم تدور بالقرب من الحد الأقصى لما هو ممكن قبل أن تتفكك، وحقنوها بحقول مغناطيسية تتراوح قوتها من قوة "الماجنيتار" التقليدي إلى الحقول القصوى المتوقعة مباشرة بعد اصطدام نجمي. كان الهدف هو معرفة ما إذا كانت هذه القوى المغناطيسية ستساعد النجوم على البقاء لفترة أطول أم أنها ستدفعها نحو الانهيار الكارثي.

كشفت عمليات المحاكاة أن الحقول المغناطيسية داخل هذه النجوم ليست ساكنة؛ بل هي فوضوية ومتغيرة باستمرار. في البداية، وُضعت الحقول المغناطيسية في نمط بسيط ومنظم، لكن هذا الترتيب غير مستقر. ففي غضم كسر من الثانية، بدأت الحقول في التشابك والالتواء، معيدة تنظيم نفسها في مزيج معقد من الحلقات والحلزونات. تحدث هذه العملية بسرعة كبيرة لدرجة أنها أسرع من الوقت الذي يستغرقه النجم لإكمال دورة واحدة. ومع التواء الحقول المغناطيسية، عملت ككابح كوني، حيث أمسكت بالنواة سريعة الدوران للنجم وأبطأتها، بينما سرعت الطبقات الخارجية في الوقت نفسه. خلق هذا حالة حيث دار مركز النجم بشكل أبطأ بكثير من سطحه، وهي حالة تُعرف بالدوران التفاضلي.

بالنسبة للنجوم التي لم تكن ثقيلة بما يكفي للانهيار فوراً، أدى هذا إعادة التنظيم المغناطيسي إلى حالة جديدة ومستقرة. لم يتفكك النجم، ولم ينهار إلى ثقب أسود، بل استقر في تكوين طويل الأمد حيث يدور مركزه وسطحه بمعدلات مختلفة، مدعوماً بالإجهادات المغناطيسية. ومع ذلك، بالنسبة للنجوم التي كانت بالفعل على حافة الانهيار، كانت القوى المغناطيسية هي المحفز النهائي. فمن خلال سحب الزخم الزاوي بعيداً عن النواة، أزالت الحقول المغناطيسية الدعم الذي كان يمنع مركز النجم من الانضغاط للأسفل. تسبب هذا في انكماش النواة وانهيار النجم إلى ثقب أسود بشكل أسرع بكثير مما كان سيحدث بدون التأثير المغناطيسي.

عندما انهارت هذه النجوم، كانت الثقوب السوداء الناتجة مختلفة بشكل مفاجئ عما قد يتوقعه المرء. فعلى الرغم من أن الثقوب السوداء دارت بشكل أسرع من النجوم الأصلية — حيث دار بعضها بسرعة تقترب من 50% أسرع — إلا أنها امتلكت في الواقع طاقة دوران إجمالية أقل. ويعود ذلك إلى أن الانهيار العنيف والحقول المغناطيسية أدت إلى قذف كمية كبيرة من المادة من النجم قبل اختفائه. هذه المادة المقذوفة، التي حملت معها جزءاً من دوران النجم، منعت تلك الطاقة من أن تُمتص بواسطة الثقب الأسود الجديد. أظهرت عمليات المحاكاة أن هذه المادة المقذوفة شكلت رياحاً تدفقت بشكل أساسي حول خط استواء النجم، حاملة معها كتلة بمعدلات تصل إلى بضعة كتل شمسية في الثانية، رغم أن إجمالي الكتلة المفقودة خلال الوقت الذي تمت محاكاته كان جزءاً ضئيلاً من الوزن الإجمالي للنجم، بحدود 10⁻³ من الكتلة الشمسية.

كما سلطت الدراسة الضوء على فرق جوهري بين النجوم ذات الحقول المغناطيسية الأضعف وتلك ذات الحقول القصوى الموجودة في أكثر الأحداث الكونية عنفاً. ففي النجوم ذات الحقول الأضعف، كانت القوى المغناطيسية بطيئة جداً بحيث لا تعطل دوران النجم بشكل كبير، مما سمح للحقل المغناطيسي بأن يزداد قوة بمرور الوقت دون التسبب في انهيار فوري. في المقابل، شهدت النجوم ذات أقوى الحقول المغنفطيسية إعادة تنظيم سريعة ومضطربة أدت إما إلى تثبيتها في حالة جديدة أو تسريع زوالها. وجد الباحثون أن مصير هذه النجوم يعتمد على توازن دقيق بين سرعة دورانها، وكثافتها، وقوة حقولها المغناطيسية. فإذا كان الحقل المغناطيسي قوياً بما يكفي وكان النجم قريباً من حد كتلته الأقصى، فإن القوى المغناطيسية يمكن أن ترجح الكفة، محولةً نجماً مستقراً إلى ثقب أسود في طرفة عين.

تقدم هذه النتائج منظوراً جديداً لدورة حياة النجوم النيوترونية وتداعيات اصطداماتها. وهي تشير إلى أن الحقول المغناطيسية في هذه الأجسام ليست مجرد سمات سلبية، بل هي عوامل نشطة يمكنها إعادة تشكيل بنية النجم، وتغيير دورانه، وتحديد ما إذا كان سينجو أم سيموت. كما توفر عمليات المحاكاة تفسيراً محتملاً لأنواع معينة من الومضات الطاقية الساطعة وطويلة الأمد المرصودة في الكون، والتي قد تستمد طاقتها من هذه النجوم المتكونة حديثاً والتي تدور دورانًا تفاضلياً قبل انهيارها النهائي. ورغم أن النماذج الحاسوبية المستخدمة في هذه الدراسة محدودة باللحظات الأولى من حياة النجم، إلا أنها تقدم لمحة حاسمة عن التفاعل المعقد للقوى التي تحكم أكثر البيئات تطرفاً في الكون. ويؤكد هذا العمل أنه حتى في فراغ الفضاء، يمكن للحقول المغناطيسية أن تكون قوية بما يكفي لإعادة كتابة قدر النجم.