معظم ما يحدث لأي نجم على حدة خلال حياته يتم تحديده من خلال كتلته. تموت النجوم الضخمة في شبابها في انفجارات المستعرات الأعظم، وتظل الأقزام الحمراء الصغيرة موجودة لمدة تريليونات السنين، وتتمتع النجوم متوسطة الحجم مثل شمسنا بحوالي عشرة مليارات سنة من الاندماج. لكن التفاعلات بين النجوم ليست غير شائعة، وهي تشكل مصائر النجوم أيضًا.
تولد النجوم في مجموعات تنجرف ببطء إلى بعضها البعض. لكن العديد من النجوم تظل مرتبطة ببعضها البعض في الأنظمة الثنائية. لاحظ علماء الفلك أحد هذه النجوم الثنائية، حيث يلتهم النجم الأكبر حجمًا، وهو قزم أحمر صغير (M dwarf)، رفيقه ببطء شديد. في هذه الحالة، الرفيق هو قزم بني. وبغض النظر عن الجدل الدائر حول ما إذا كان القزم البني نجمًا حقًا أم لا، فإن هذا الزوج، الذي يبعد حوالي 300 سنة ضوئية فقط، يمنح علماء الفلك فرصة لدراسة أكل لحوم البشر النجمية.
يقدم بحث جديد في علم الفلك الطبيعي ملاحظاتهم وتحليلاتهم. إنه بعنوان “انتقال جماعي مستقر من جسم دون نجمي إلى قزم من النوع M”، والمؤلف الأول هو آرون هاوسدر، وهو طالب دراسات عليا في قسم علوم الأرض والغلاف الجوي والكواكب في معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا. يعمل صاحب المنزل مع كيفن بيردج، أستاذ الفيزياء المساعد في معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا.
النجوم الضخمة التي تستهلك أجسامًا أقل ضخامة مثل الكواكب ليست نادرة. هناك العديد من الأمثلة على النجوم التي تجتاح الكواكب الخارجية. في تلك الحالات، لا يدوم الكوكب طويلاً قبل أن ينجذب إلى النجم ويدمره. الدليل الوحيد على الابتلاع هو غالبًا تركيز غير عادي للمعادن في الطبقة العليا للنجم.
لكن في هذه الحالة، عدم تطابق الحجم بين الآكل والوجبة ليس واضحًا كما هو الحال بين النجم والكوكب. الأقزام الحمراء ليست أكبر بكثير من الأقزام البنية. وهذا يعني أن هذه الوجبة ستستمر لملايين السنين، أو حتى المليارات.
وقال المؤلف المشارك بيردج في بيان صحفي: “عندما نفكر في النجوم التي تتفاعل مع الكواكب أو الأقزام البنية، فإن الصورة هي دائمًا أن النجم يبتلع الشيء الآخر في النهاية”. “هذا ما سيحدث للأرض عندما تصبح الشمس عملاقًا أحمر. ولكن هنا، وجدنا بديلاً: فبدلاً من ابتلاع الشيء، يمكن للنجم أن يأكله تدريجيًا، لمليارات السنين”.
يُسمى النظام ZTF J0440+2325، حيث يرمز ZTF إلى المسح الذي اكتشفه، وهو Zwicky Transient Facility. تسمى التغيرات السريعة في السطوع بالعابرين في علم الفلك، ويستخدم ZTF تلسكوبًا آليًا لمسح السماء بحثًا عنها. تظهر العديد من الأشياء كأشياء عابرة، بما في ذلك المستعرات الأعظم، وأحداث اضطراب المد والجزر (TDE)، وانفجارات أشعة جاما (GRBs).
في هذا العمل، كان بيردج يدرس بيانات ZTF الأرشيفية، بحثًا عن منحنيات الضوء من ثنائيات الأرملة السوداء (BWB). تتميز BWBs بنيوترون سريع الدوران يلتهم رفيقه. وفي تلك الأنظمة، يكون النجم النيوتروني شديد الكثافة، ويرافقه نجم آخر، وهو أقل كثافة بكثير، مهما كان حجمه أو نوعه.
في البيانات الأرشيفية، وجد بيردج نمطًا ضوئيًا غريبًا. كان النمط مثل المثلث، حيث بلغ السطوع ذروته ثم انخفض بشكل متكرر.
قال بيردج: “أتذكر أنني نظرت إلى هذا لأول مرة وفكرت: النجوم لا تصنع أشكالًا موجية مثلثة مثل هذه”.
يعرف علماء الفلك كيف يبدو منحنى الضوء الصادر عن BWBs، وهذا غير متطابق. في BWB، يدور النجم المرافق حول النجم النيوتروني، مما يخلق ضوءًا متذبذبًا.
يقول بيردج: “لم نكن نرى هذا التقلب ذهابًا وإيابًا هنا”. “لم يكن الأمر منطقيًا. لم نتمكن من شرح ما هو هذا.”
تُظهر هذه الصورة الشكل الثلاثي للمنحنى الضوئي من ZTF J0440+2325. حقوق الصورة: صاحب المنزل وآخرون. 2026. نات أستر.
تساءل الباحثون عما إذا كانوا ينظرون إلى نظام تكون فيه المكونات الثنائية ذات كتل مماثلة، وليس في BWB، حيث يكون أحد المكونات أكبر بكثير من الآخر.
يقول بيردج: “إذا كان لديك كتلة أقل في النظام بشكل عام، فيمكن للأشياء أن تدور حول بعضها البعض بلطف دون التحرك ذهابًا وإيابًا”. “كانت تلك هي الفكرة. لكن لم يكن لدينا أي دليل على الإطلاق. وظل هذا المثلث الغريب موجودًا لسنوات عديدة.”
تتمثل مهمة ZTF في الكشف عن العابرين، ثم يتم استخدام التلسكوبات الأخرى، الأكثر ملاءمة لمراقبتهم بالتفصيل، لدراسة ضوءهم بشكل أكثر دقة. في هذه الحالة، استخدم الباحثون مقياس طيف التصوير منخفض الدقة (LRIS) الموجود على تلسكوب Keck I الذي يبلغ طوله 10 أمتار، ومقياس الطيف والتصوير Echellette (ESI) الموجود على تلسكوب Keck II.
كتب المؤلفون في ورقتهم البحثية: “إن أطياف ZTF J0440 + 2325 تتمتع بميزات امتصاص M القزمة”، قائلين إن الأطياف تتفق مع نموذج مهم لأطياف M القزمة.
يوضح هذا الشكل كيف يتطابق أطياف LRIS من ZTF J0440+2325 مع قالب الأقزام الحمراء M8. حقوق الصورة: صاحب المنزل وآخرون. 2026. نات أستر.
لكن ما لم يكن واضحًا هو أي من الرفقاء الثنائيين هو القزم الأحمر، وأيهم هو القزم البني.
“تشير الملاحظات أعلاه إلى أن ZTF J0440+2325 عبارة عن ثنائي قزم بني-M ناقل للكتلة، لكنها لا تميز على الفور أي مكون هو المانح وأي مكون هو المتراكم، لأن الأقزام البنية والأقزام M غالبًا ما يكون لها متوسط كثافات متشابهة”، كما كتب المؤلفون في ورقتهم البحثية.
ولمحاولة تحديد أي منها، قام الباحثون بتضمين ملاحظات من HiPERCAM. HiPERCAM عبارة عن كاميرا CCD ذات شعاع خماسي عالي السرعة متصلة بـ Gran Telescopio CANARIAS. فهو يرصد خمسة أطوال موجية في وقت واحد، وهو أداة قوية لمراقبة الأجسام النجمية من خلال الاختلافات في سطوعها.
تُظهر هذه اللوحات منحنيات الضوء المثلثة من ZTF J0440+2325 بخمسة أطوال موجية مختلفة. تُظهر الخطوط العمودية المتقطعة في كل لوحة ذروة السطوع. يتم إنشاء المنحنيات الضوئية بواسطة مادة من القزم البني تتدفق إلى موقع على سطح القزم الأحمر وتخلق نقطة ساخنة خلال فترة 86.65 دقيقة. حقوق الصورة: صاحب المنزل وآخرون. 2026. نات أستر.
ساعدت منحنيات الضوء HiPERCAM جنبًا إلى جنب مع بيانات الطور من LRIS وESI في تحديد الجسم الذي كان المُركِّب والجسم المانح. وقرر الباحثون أن البقعة الساخنة يجب أن تقع على “إما الجانب النهاري من القزم M أو الجانب الليلي من القزم البني”. ويضيفون أن هناك “دليلًا قويًا على أن القزم البني ينقل الكتلة إلى القزم M في ZTF J0440+2325”.
وتوصل الباحثون إلى أن القزم البني يدور حول القزم M كل 87 دقيقة. المدار صغير بما يكفي ليناسب قطر الشمس. ووجدوا أيضًا أن القزم M لديه حوالي 85 كتلة من كتلة المشتري، والقزم البني لديه حوالي 25 كتلة من كتلة المشتري.
أثناء حدث اضطراب المد والجزر، يقوم ثقب أسود ضخم أو صغير أو نجم نيوتروني بسحب المواد من نجم انحرف قريبًا جدًا. في تلك الحالات، تشكل المادة قرصًا متراكمًا حول الثقب الأسود. لكن في ZTF J0440+2325، تتراكم المادة مباشرة على النجم.
يوضح بيرج: “الفرق هنا هو أن الشيء الذي يمتص المادة ليس ثقبًا أسودًا صغيرًا، بل نجمًا كبيرًا نسبيًا في الحجم”. “لذا فإن المادة تضرب مباشرة على السطح، بسرعات عالية جدًا، مثل اصطدام كويكب بالقمر.”
أجرى الفريق عمليات محاكاة للجسيمات لاختبار فكرتهم.
وقال المؤلف الأول هاوسهاودر: “عندما نتتبع جزيئات الاختبار هذه، نرى أنها تسقط بالفعل على سطح النجم”. “هذه هي المرة الأولى التي نلتقط فيها نجمًا منخفض الكتلة يتراكم بشكل نشط من جسم آخر منخفض الكتلة.”
في هذا الشكل، تشير النقاط السوداء إلى مراكز كتلة المكونين، وتظهر الدائرة السوداء الصلبة سطح المجمع. يُظهر الخط الأحمر جسيمات من القزم البني المانح تتحرك نحو القزم M. بدلًا من تشكيل قرص متراكم، تتراكم المادة مباشرة على القزم M، لتشكل نقطة ساخنة. حقوق الصورة: صاحب المنزل وآخرون. 2026. نات أستر.
ووفقا لحسابات الباحثين، يتم نقل حوالي 1/100000 من كتلة الأرض من القزم البني إلى القزم M كل عام. وهذا معدل انتقال بطيء للغاية، وينبغي أن يستمر لمليارات السنين. يؤدي معدل النقل البطيء هذا، بالإضافة إلى مدار 87 دقيقة، إلى إنشاء منحنى الضوء الثلاثي.
قال بيردج: “يبدو الأمر كما لو أن لديك كرة نارية متواصلة على أحد الأجسام، وبينما يدور أحدهما حول الآخر، تظهر تلك النقطة الساخنة وتختفي عن الأنظار، وتكون ذروة إشارة المثلث عندما تنظر مباشرة إلى كرة النار”.
“توضح هذه الأنظمة أن مصير بعض المرافقين دون النجميين لنجوم التسلسل الرئيسي ليس اجتياحًا وتدميرًا سريعًا، بل بدلاً من ذلك انتقال كتلة مستقر طويل الأمد، ومن المحتمل أن يستمر لمدة ∼ 10 على الأقل.7 سنة وربما أطول من ذلك بكثير،” يكتب الباحثون.
لقد تم الافتراض بوجودها منذ فترة طويلة، ولكن هذه هي المرة الأولى التي يتم فيها تأكيد وجود أحد هذه الأنظمة عن طريق الملاحظة. الآن، كما هو الحال عادة في علم الفلك، الهدف هو العثور على المزيد من هذه الأنظمة. من المتوقع أن يكشف المسح القديم للمكان والزمان التابع لمرصد فيرا روبين عن أعداد كبيرة من العابرين، ومن المؤكد أن بعضها يشبه ZTF J0440+2325. هذا الفهم الجديد لما وراء منحنى الضوء الثلاثي غير العادي هو ما سيكشفهم.
يقول هاوسهولدر: “إنها تلهم الكثير من عمليات البحث الجديدة من جانبنا”. “أعتقد أننا سنتعلم الكثير عن نوع مختلف من الطريقة التي تتفاعل بها الكواكب والأقزام البنية مع نجومها المضيفة.”
