تصادم نجمين نيوترونيين في مجرّتنا نفسها؟

حين يندمج نجمان نيوترونيان، يقذف التصادم مادة غنية بالنيوترونات تبني عناصر أثقل من الحديد عبر الالتقاط السريع للنيوترونات، أي العملية r. ويُسمّى الوميض الذي يلي ذلك كيلونوفا. وفي مجرّتنا، هذه الاندماجات نادرة: إذ يذكر المؤلفون معدلًا يتراوح بين 10⁻⁵ و10⁻⁴ في السنة، فلا ينبغي أن يوجد سوى حفنة من بقايا الكيلونوفا، مقابل مئات من بقايا المستعرات العظمى. ولم يُتعرّف على أيٍّ منها حتى الآن.

يتيم في سماء أشعة غاما

عثرت تلسكوبات H.E.S.S. في ناميبيا على 78 مصدرًا لأشعة غاما عالية الطاقة جدًا في مسحها للمستوى المجرّي بين عامَي 2004 و2013؛ ولا يزال 30 منها بلا تفسير. ويبرز واحد منها، هو HESS J1507−622. فهو يقع على بُعد نحو 3.5 درجات تحت المستوى المجرّي، أبعد بكثير من معظم هذه المصادر. وهو مدمج (عرضه نحو 0.3 درجة)، وثابت، وساطع من نطاق GeV الذي يرصده القمر الصناعي فيرمي حتى نطاق TeV الذي يرصده H.E.S.S.

ومع ذلك، لا يكاد يوجد شيء عند الطاقات الأدنى: لا توهّج مطابق بالأشعة السينية، ولا قشرة راديوية، ولا نابض. ويواجه المشتبه بهما المعتادان كلاهما صعوبة. فـسديم رياح النابض يحتاج إلى نابض لم يعثر عليه أحد، وتصبح ميزانيته الطاقية مستحيلة على مسافة تتجاوز نحو 10 كيلوفرسخ فلكي. أما بقايا المستعر الأعظم فينبغي أن تُظهر قشرة، وعادةً ما تبقى قرب المستوى الذي وُلد فيه نجمها.

مصادر H.E.S.S. الثلاثون غير المحددة (دوائر سوداء) و310 من بقايا المستعرات العظمى المعروفة (نقاط رمادية)؛ وHESS J1507−622 هو النجمة الحمراء، أسفل المستوى بمسافة كبيرة. — الشكل 1، سارما وآخرون (2026)، arXiv:2609.38341.

إلكترونات لا بروتونات

يعود برانتيك سارما وشيلو وانغ وزملاؤهما في معهد فيزياء الطاقة العالية في بكين، مع مجموعة ريبيكا سورمان في جامعة نوتردام، إلى فكرة طرحها فريق H.E.S.S. عام 2011 ثم تخلى عنها. وكان الاعتراض حينها يتعلق بالطاقة: فإنتاج أشعة غاما بـالبروتونات يتطلب انفجارًا قويًا إلى حدّ العبث.

أما النموذج الجديد فيستخدم الإلكترونات بدلًا منها. فبعد أن تسرّعها موجة الصدمة للحطام المتمدد، ترفع فوتونات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي إلى طاقات أشعة غاما. والبروتونات عديمة الجدوى هنا على أي حال: فالغاز المحيط بالمصدر رقيق إلى حدّ أن فيه نحو جسيم واحد في كل ألف سنتيمتر مكعب، فيقطع البروتون نحو 11 غيغافرسخ فلكي قبل أن يصطدم بأي شيء.

ويتّسق الموقع البعيد عن المستوى أيضًا. فزوج النجوم النيوترونية يتلقى دفعة عند ولادته؛ وإذا غادر انتفاخ المجرّة بسرعة 10–100 كم/ث، فسيستغرق ما بين 100 مليون ومليار عام للوصول إلى هذا الموضع، بما يتّسق مع التأخر المعتاد قبل اندماج مثل هذه الأزواج.

فتيّ، وقريب بما يكفي لكي يُرى

بمطابقة حجم المصدر وسطوعه، يضعه النموذج على مسافة 3.8 إلى 14.3 كيلوفرسخ فلكي ويقدّر عمره بـ200 إلى 3,000 عام، مع ترجيح عمر أقل من 1,000 عام. ويبقى توهّجه الراديوي وبالأشعة السينية المتوقَّع دون كل الحدود العليا الحالية.

الانبعاث المنمذج لأعمار 0.2 و0.5 و1 و3 آلاف عام: الإلكترونات التي تشتّت فوتونات الموجات الميكروية (بالأزرق) تطابق بيانات فيرمي وH.E.S.S.؛ والحدبة البرتقالية هي إشارة MeV الصادرة عن نوى العملية r المتحللة. — الشكل 3، سارما وآخرون (2026)، arXiv:2609.38341.

وبالقياس على الاندماج GW170817، كانت كيلونوفا كهذه ستبلغ في ذروتها قدرًا ظاهريًا بين −0.8 و−3.2، يضاهي ألمع الكواكب. فلماذا لا يوجد أي سجل تاريخي؟ يقدّم المؤلفون ثلاثة أسباب: تخفت الكيلونوفا بنحو 1.1 قدر في اليوم، فلم يدم العرض أكثر من تسعة أيام؛ ويقع المصدر عند ميل −62°، بعيدًا عن متناول راصدي السماء الموثَّقة أعمالهم جيدًا في الصين واليابان ومصر وأوروبا؛ وربما أخفته الغبار.

ثلاث طرق لرصده

• أشعة غاما في نطاق MeV الناتجة عن التحلل الإشعاعي للنوى الثقيلة المتكوّنة حديثًا: أخفت من أن يرصدها NuSTAR أو COSI المرتقب، لكنها في متناول جهاز من الجيل التالي مثل MeVGRO إذا كان عمر البقايا أقل من نحو 1,000 عام.
• صدى ضوئي: الوميض الأصلي منعكسًا عن الغبار بين النجمي، بسطوع يتراوح بين 27 و33 قدرًا لكل ثانية قوسية مربعة، في متناول التلسكوبات الكبيرة ومرصد روبن. بل قد يكشف طيف الانفجار نفسه.
• توهّج في الأشعة تحت الحمراء المتوسطة صادر عن غبار دافئ، وربما نيوترينوات إذا وُجدت سحابة كثيفة على خط النظر.

وتبقى الورقة فرضية مبنية على بيانات موجودة، ويؤكد المؤلفون أن أطياف أشعة غاما وحدها لا تستطيع التمييز بين بقايا كيلونوفا ومنافساتها. وإذا ظهرت إحدى هذه البصمات، فستقدّم المجرّة بقايا كيلونوفا للدراسة على عتبة بيتنا، وهي فرصة يصفها المؤلفون بأنها غير مسبوقة.