لا يمكن إنجاز الكثير في بضع مئات من الألف من الثانية ولكن بالنسبة للنجوم النيوترونية فهذا أكثر من وقت كافٍ لتعليمنا شيئا عن الحياة والموت وولادة الثقوب السوداء، وفقا لتقرير RT .
وهذا التوقف المؤقت – في مكان ما بين 10 و300 مللي ثانية – يعادل تقنيا نجمين نيوترونيين حديثي التكوين، يعتقد الباحثون أنهما يدوران بسرعة كافية لإيقاف مصيرهما الحتمي لفترة وجيزة مثل الثقوب السوداء.
ويقول كول ميلر، عالم الفلك في جامعة ماريلاند، كوليدج بارك (UMCP) في الولايات المتحدة: “نحن نعلم أن GRBs القصيرة تتشكل عندما تصطدم النجوم النيوترونية التي يدور بعضها حول بعض، ونعلم أنها في النهاية تنهار إلى ثقب أسود، لكن التسلسل الدقيق للأحداث غير مفهوم جيدا”
ولما يقرب من 30 عاما، حلق مرصد كومبتون لأشعة غاما حول الأرض وجمع لمعان الأشعة السينية وأشعة غاما التي انسكبت من أحداث كارثية بعيدة. ويحتوي أرشيف الفوتونات العالية الطاقة على مجموعة من البيانات حول أشياء مثل اصطدام النجوم النيوترونية، والتي تطلق نبضات إشعاعية قوية تُعرف باسم انفجارات أشعة غاما.
وتأتي النجوم النيوترونية ضعف كتلة شمسنا داخل مساحة من الفضاء بحجم مدينة صغيرة تقريبا. لا يقتصر الأمر على القيام بأشياء غريبة على المادة، ما يجبر الإلكترونات على تكوين بروتونات لتحويلها إلى غبار كثيف من النيوترونات، بل يمكن أن يولد مجالات مغناطيسية على عكس أي شيء آخر في الكون.
ويمكن لهذه الحقول، التي تدور في دوران عال، تسريع الجسيمات إلى سرعات عالية، وتشكيل نفاثات قطبية تبدو وكأنها “تنبض” مثل المنارات الفائقة الشحن.
وتتشكل النجوم النيوترونية عندما يحرق المزيد من النجوم العادية (حوالي 8 إلى 30 ضعف كتلة شمسنا) آخر وقوده، تاركا لبا من حوالي 1.1 إلى 2.3 كتلة شمسية، باردا جدا لمقاومة ضغط جاذبيتها. والنظرية الأساسية للعملية واضحة جدا، حيث تضع حدودا عامة لمدى ثقل النجم النيوتروني قبل أن ينهار. وبالنسبة لكرات المادة الباردة غير الدوارة، فإن هذا الحد الأعلى أقل بقليل من ثلاث كتل شمسية، ولكن هذا يشير أيضا إلى تعقيدات قد تجعل الرحلة من النجم النيوتروني إلى الثقب الأسود أقل وضوحا.
وعلى سبيل المثال، أعلن الفيزيائيون في وقت سابق من العام الماضي عن رصد انفجار لأشعة غاما GRB 180618A، تم اكتشافه في عام 2018. وفي الوهج اللاحق للانفجار، اكتشفوا توقيعا لنجم نيوتروني مشحون مغناطيسيا يسمى النجم المغناطيسي، واحد به كتلة قريبة من كتلة النجمين المتصادمين.
