latex
على الرغم من وجود أدلة رصدية وفيرة ومتنوعة تدعم وجود كواكب أو أقراص حطام حول نجوم الأقزام البيضاء، والتي تتشكل من الدمار الكارثي لأجسام كوكبية مختلفة، فإن العمليات الرئيسية التي تفسر هذه الملاحظات لا تزال قيد البحث المكثف. تقدم دراسة أنظمة الكواكب حول الأقزام البيضاء منظوراً فريداً حول التركيب الخارجي للشمس، والذي لا يمكن الحصول عليه بأي وسيلة أخرى. يصف هذا الفصل التقنيات الرصدية المختلفة المستخدمة لاكتشاف الكواكب الخارجية وتوصيف أقراص الحطام حول الأقزام البيضاء. بدوره، يناقش كيفية تفسير هذه الملاحظات نظرياً من خلال استعراض مجموعة متنوعة من أدوات البحث والنماذج المستخدمة حالياً في هذا المجال.
على الرغم من أن نسبة كبيرة من الأقزام البيضاء ملوثة، فإن عدداً قليلاً فقط يحتوي على أدلة أخرى تدل على وجود أنظمة كوكبية.
تم اكتشاف خمسة كواكب خارجية ملوثة حول الأقزام البيضاء، وُجدت في فواصل مختلفة تماماً.
يعتمد تطور المدارات للكواكب الخارجية والكويكبات الصغيرة على هندسة كل نظام كوكبي ونَجمي.
عندما يتم حقن الكويكبات نحو محيط الأقزام البيضاء، فإنها تتفكك بفعل المد والجزر الجاذبي، مكونة أقراصاً.
تكون أقراص الحطام المتشكلة بفعل المد والجزر في البداية شديدة الاستطالة.
تشمل التقنيات الرصدية لتوصيف الأقراص قياسات الأشعة تحت الحمراء والأشعة السينية، وكشف الغازات والعبور.
تشير الملاحظات إلى تكوينات متنوعة للغاية لأقراص الحطام، من شديدة الاستطالة إلى مضغوطة، وتخضع لتغيرات.
تم اقتراح ثلاث فئات من النماذج حتى الآن لتفسير التنوع الواسع والمعقد للملاحظات.
بعد عدة مليارات من السنين، سينفد الوقود الخاص بشمسنا. ستتوسع وتتحول إلى نجم عملاق، وفي نهاية المطاف ستفقد طبقاتها الخارجية لتصبح قزماً أبيض (WD) - بقايا باهتة دائمة من مجدها السابق.
لن نكون موجودين لنرى هذا - من المحتمل أن تبتلع الأرض بواسطة توسع النجم. ستتعرض الكواكب الأخرى، والأقمار، والكويكبات، والمذنبات في النظام الشمسي الخارجي للإشعاع الشديد. ستتوسع مداراتها، مما يؤدي إلى حدوث فوضى ديناميكية غنية. في أعقاب هذه الكارثة، سينجو بعض هذه الأجسام، لكن العديد من الأجسام الأخرى ستُدفع إلى مدارات تمر عبر المد والجزر لخليفة شمسنا الكثيف، القزم الأبيض. وبينما يفعلون ذلك، سيتم تمزيقهم بعنف وبشكل متكرر، مما يؤدي إلى تفككهم إلى أصغر مكوناتهم الأساسية، مع تشكل تدريجي لأقراص من الحطام.
بينما لا يمكننا أن نأمل في إلقاء نظرة على مستقبلنا، فقد منحتنا الطبيعة فرصة فريدة للاستمتاع بهذا المشهد الكوني العظيم، حيث نحصل على كميات هائلة من المعلومات من نهاية مؤسفة لأنظمة كواكب خارجية أقل حظاً. لذلك، فإن الأقزام البيضاء هي لاعبون رئيسيون في عرض كوني عظيم. إنهم مهمون لأنهم يلعبون دوراً مكافئاً لمطياف الكتلة الفلكي - حيث يمتلكون القدرة الفريدة على استكشاف تركيب الأنظمة الكوكبية خارج الشمسية.
الأقزام البيضاء هي نجوم مضغوطة، بحجم كوكب أرضي، ومع ذلك تحتوي على كتلة كبيرة جداً، قابلة للمقارنة وحتى تصل إلى كتلة شمسنا. وبالتالي، فإن جاذبيتها السطحية أعلى بعدة أضعاف من شمسنا، والتي ستجذب بسرعة أي عناصر في جوها أثقل من الهيدروجين أو الهيليوم البدائي. ومع ذلك، فإن ما بين 25-50% من أجواء الأقزام البيضاء ملوثة بالفعل بعناصر أثقل (KoesterEtAl-2014)، والتي لا يمكن أن تأتي إلا من بقايا كوكبية متراكمة. من خلال قياس الوفرة النسبية للعناصر الثقيلة المكتشفة في أجوائهم، يمكن استنتاج التركيب الكيميائي لهذه الملوثات (HarrisonEtAl-2021). حالياً، لا توجد تقنية أخرى تمنحنا هذه القدرة الفريدة على استكشاف التركيب الكلي للأنظمة الكوكبية الأخرى خارج الشمسية، مما يتيح مقارنة مميزة بالمواد التي تم جمعها في فناء منزلنا، مثل النيازك أو عينات البعثات الفضائية. الروابط التي نجدها من خلال هذه الوسائل لها آثار فلكية عميقة.
حتى الآن، لم يتم ملاحظة أي قزم أبيض يتغير في وفرة العناصر الجوية على الرغم من عقود من الملاحظات، مما يشير إلى أن الاستحواذ يتوسطه قرص. ومع ذلك، لا يُفهم حالياً لا هندسة هذه الأقراص ولا تسلسل الأحداث التي تؤدي إلى مثل هذا الاستحواذ. تركز الأبحاث المعاصرة على ما إذا كانت الملوثات هي أجسام فردية أو متعددة؛ في أي ظروف يتم دفعها إلى مدارات تعبر المد والجزر؛ كيف تتشكل الأقراص وتتطور؛ لماذا غالباً ما تتجنب الأقراص الكشف؛ وما الذي يدفع الاستحواذ من القرص إلى جو القزم الأبيض.
سيتم تناول بعض هذه الأسئلة في هذا الفصل، الذي يستعرض الحالة الحالية للمعرفة في هذا المجال. يبدأ الفصل بمناقشة الكواكب الخارجية الناجية المعروفة حول الأقزام البيضاء. تسلط هذه الكواكب الضوء وتوفر سياقاً لفهم تطور الهياكل الكوكبية، التي في مناسبات أخرى تدفع الكويكبات نحو قرب القزم الأبيض، مما يؤدي إلى بدء تشكيل أقراص الحطام. ثم يتم تقديم العديد من الأدلة الرصدية التي يمكننا من خلالها تفسير هذه الأقراص الحطامية. وأخيراً، يتم استعراض النماذج النظرية المختلفة. تم اقتراح هذه النماذج جميعها في محاولة لمطابقة الثروة والتنوع الهائل للبيانات الملحوظة.
لقد أحدثت العقود القليلة الماضية ثورة في علم الفلك. لقد سمحت التقنيات والتلسكوبات الفضائية الجديدة لنا بتحديد آلاف الكواكب الخارجية المؤكدة. بجانب أهميتها في البحث عن الحياة خارج الأرض، فإن الكواكب الخارجية مهمة بشكل أساسي بسبب تنوعها، الذي يساعدنا على اكتساب دروس حاسمة وأساسية بخصوص تكوين الكواكب وتطورها. ومع ذلك، من بين آلاف الكواكب الخارجية المعروفة، هناك حالياً فقط خمسة منها معروفة بأنها تدور حول الأقزام البيضاء. وربما ليس من المستغرب، نظراً لصغر حجم الأقزام البيضاء وبالتالي ضعف إضاءتها، مما يجعل العثور على كواكبها الخارجية أكثر تحدياً.
الكواكب الخمسة المعروفة مدرجة في الجدول [Tab:Exo-planets]، مرتبة تنازلياً حسب المسافة المدارية من القزم الأبيض. يبرز الكوكب حول القزم الأبيض J0914+1914 بأن وجوده مستنتج بدلاً من أن يكون ملاحظاً مباشرة. يأتي هذا من حقيقة أن الأقزام البيضاء تتألق بأقصى درجاتها عند تكونها. قد تكون درجة الحرارة الفعالة للأقزام البيضاء حديثة التكوين أكثر من (100000) كلفن، ومع ذلك، بما أنها لم تعد تحرق الوقود، فإنها تبرد تدريجياً، حيث تنخفض معدلات تبريدها بسرعة مع مرور الوقت. القزم الأبيض J0914+1914 هو قزم أبيض شاب جداً، ولذلك فإن لديه درجة حرارة فعالة كبيرة تقارب (30000) كلفن، وهو قادر على تبخير جو الكوكب الذي يدور بالقرب منه. لذا، يُستنتج وجود كوكبه من خلال وجود قرص غازي حول القزم الأبيض وخصائصه الخاصة، بعد استبعاد احتمالات أخرى (GansickeEtAl-2019).
لاحظ أولاً النطاق الواسع في فواصل النجم-الكوكب، الذي يمتد عبر خمسة أضعاف من الحجم. يمثل كوكب MOA-2010-BLG-477L b خط الفصل بين تاريخين ديناميكيين متعارضين تماماً. على مسافة (2.8) وحدة فلكية، لا يمكن أن تكون الكواكب التي تدور في مدارات أقرب بكثير من كوكب MOA-2010-BLG-477L b قد نجت من توسع النجم المضيف قبل أن يصبح قزماً أبيض. لذلك، يجب أن تكون قد دارت في الأصل في مدارات أبعد بكثير، وإما أن تكون قد هاجرت إلى الداخل بسبب التفاعل مع الغاز المحيط قبل القزم الأبيض (دون أن تبتلع بالكامل)، أو تم تشتيتها في مرحلة لاحقة إلى قرب النجم، مما يؤدي إلى استقرار المدار بفعل المد والجزر. وراء مدار كوكب MOA-2010-BLG-477L b، قد تتشكل كواكب من الجيل الثاني، كأحد الاحتمالات. في الفواصل الكبيرة جداً، مثل حالة القزم الأبيض 0806-661 b، قد تستدعي آليات أخرى، مثل التشتيت بواسطة كواكب أخرى أو الالتقاط الجاذبي. في الختام، تظهر أنظمة الأقزام البيضاء المذكورة عالماً غنياً بالاحتمالات لتعديل وتعطيل التكوينات الكوكبية. القسم التالي يناقش كيف يمكن للمسارات الديناميكية ذات الصلة أن تحفز وتشكل تكوين أقراص الحطام.
قد تتلوث جميع الأقزام البيضاء من حيث المبدأ مباشرة، عن طريق اندفاع الكويكبات مباشرة إلى غلافها الجوي. ومع ذلك، فإن الأقطار الصغيرة لنجوم الأقزام البيضاء تجعل هذا الاحتمال غير مرجح. البديل الأكثر احتمالاً هو دخول نصف قطر روش للقزم الأبيض، وهو المسافة التي تتغلب فيها القوى المدية القوية التي يمارسها القزم الأبيض على القوى التي تحافظ على تماسك الكويكبات (الجاذبية الذاتية للكويكبات الكبيرة أو القوة التماسكية الداخلية للكويكبات الصغيرة). يقع نصف قطر روش تقريباً عند 1 R\(\odot\)، نصف قطر الشمس، ويعادل حوالي 100 نصف قطر القزم الأبيض أو 0.005 au (\(\sim\)1/4 من فاصل القزم الأبيض 1856+534 b). يُشار أيضاً إلى المدار داخل نصف قطر روش بمدار عبور المد. وبالتالي، فإن المقطع العرضي للانقطاعات المدية أكبر بكثير من تأثيرات القزم الأبيض المباشرة، وتظهر العديد من الدراسات أن الانقطاع هو المصير الذي ينتظر تقريباً جميع الكويكبات. فيما يلي، يتم تقديم وصف للقنوات الديناميكية المختلفة لتوصيل الكويكبات إلى نصف قطر روش. كما هو الحال في حالة الكواكب الخارجية، يتم تحديد هذه الأوضاع الديناميكية بواسطة الهندسة المعمارية الكوكبية.
كما نوقش بإسهاب في فصول أخرى، يُستنتج أن الملوثات النموذجية هي أجسام "جافة"، وبالتالي فهي شبيهة بالكويكبات في تكوينها. علاوة على ذلك، فإن الكتلة الإجمالية للمواد المستوعبة داخل غلاف الأقزام البيضاء لا تتجاوز أبداً تلك الخاصة بالكواكب القزمة الصغيرة، وهي عادة مماثلة لكتلة الكويكبات العادية (Veras-2016). لذلك، فإن الكويكبات المشابهة لكويكبات المجموعة الشمسية هي الأصل الأكثر احتمالاً لغالبية أقراص الحطام للأقزام البيضاء. نظراً لأن الكويكبات عديمة الكتلة بشكل أساسي مقارنة بالأجسام الكوكبية الكبيرة، فقد تم إظهار أن التفاعلات الجاذبية مع الكواكب العملاقة والكواكب الأرضية وحتى الأقمار الكبيرة (VerasRosengren-2023)، قد تزعجها بسهولة إلى مدارات عالية الانحراف، عبور المد. يجب أن يكون الانحراف \(e=(1-q/a)\) مرتفعاً للغاية نظراً لأن أي كويكب ينجو من الابتلاع يتطلب مداراً بمحور نصف رئيسي \(a\) أكبر من بضع وحدات فلكية، ومع ذلك فإن مسافة الحضيض \(q\) ضمن نصف قطر روش (<0.005 au)، وبالتالي \(e\approx1\).
بينما من المحتمل أن يكون المحفز الأولي للتلوث هو فقدان الكتلة النجمية الذي يسبق تكوين القزم الأبيض، مما يوسع مدارات الكواكب ويمكن أن يزعزع استقرار الأنظمة الكوكبية، وُجد أن توصيل الكويكبات مستمر وقد يستمر لعدة مليارات من السنين. اعتبرت الدراسات العددية السابقة تكوينات كوكبية مختلفة، بدءاً بدراسة تأثير كوكب واحد، ثم تدريجياً نحو زيادة عدد الكواكب. تظهر الكويكبات أنها تلوث الأقزام البيضاء عبر هذه الهندسة المعمارية المختلفة.
على الرغم من وجود عدد أقل بكثير من الأقزام البيضاء الملوثة التي استوعبت مواد شبيهة بالمذنبات، والتي تكون أكثر غنى بالثلوج المتطايرة والمواد العضوية، فإن بعض الحالات معروفة بالفعل. على عكس الكويكبات، يجب أن تنشأ المذنبات من مسافات شاسعة تصل إلى مئات وحتى آلاف الوحدات الفلكية، على الأقل إذا كانت ستحتفظ بثلوجها خلال مراحل التطور عالية السطوع لنجمها المضيف، قبل أن يصبح قزماً أبيض (MalamudPerets-2017). لذلك، تشمل التشويشات الجاذبية على مسافات كبيرة بشكل أساسي المرور النجمي الطائر والتأثير المحتمل للمد والجزر المجرّي.
الملوثات المحتملة الأخرى هي الأجسام الأكبر مثل الكواكب القزمة والأقمار والكواكب والكواكب العملاقة. بينما تحتوي على معظم الكتلة في الأنظمة الكوكبية، فإن الكويكبات أو المذنبات تفوقها عدداً بأوامر عديدة من الحجم. بالفعل، فإن الكتلة الملتقطة الملحوظة على غلاف الأقزام البيضاء محدودة بشدة (Veras-2016)، وفي جميع الحالات تقع دون كتلة هذه الأجسام الكبيرة، والتي قد تشكل تأكيداً تجريبياً على ندرتها. ومع ذلك، تظهر الدراسات النظرية أن تفاعلاتها الجاذبية المتبادلة يمكن أن تؤدي من حيث المبدأ إلى التشتيت، والاستيعاب النادر للغاية (النادر جداً) لبعض منها.
جميع فئات الأجسام المذكورة حتى الآن - الكويكبات والمذنبات والأجسام الأكبر، يمكن أيضاً تشتيتها بسبب التأثير الجاذبي لرفيق نجمي للقزم الأبيض. يتم استعراض تفصيل لتكوينات الكواكب والنجوم المحتملة التي تؤدي إلى توصيل الملوثات بشكل شامل من قبل (Veras-2021).
تناقش الفقرة التالية كيفية تمزق الكويكبات التي يتم توصيلها إلى مدارات عبور المد وتشكيل قرص أولي من الحطام.
الآن، يؤدي الجذب الحتمي للقزم الأبيض إلى الضربة النهائية لوجود الكويكب ككيان منفرد. عند الوصول إلى كرة روش، يتم سحبه ومدّه تفاضلياً من كلا الجانبين. سرعان ما يتحول الامتداد التدريجي إلى تفكك كامل. حيث كانت مكوناته الأساسية تسافر معاً في السابق، الآن كل منها يسافر بنفس السرعة كما كان من قبل، بينما يختبر جذباً جاذبياً مختلفاً قليلاً من القزم الأبيض. وبالتالي، يتم ترجمة توزيعها المكاني بعد التفكك إلى انتشار في طاقات المدار. هذه العملية هي ما يُشار إليها بالتفكك المدّي. تتشكل أقراص الحطام من خلال متتاليات متكررة من التفككات المدية، وتحدد أشكالها النهائية بشكل أساسي من خلال حجم ومصدر الكويكبات الأصلية، والتي بدورها تحدد طاقات المدار للحطام (MalamudPerets-2020). عندما تكون الأجسام الأصلية صغيرة الحجم ومحاورها نصف رئيسية صغيرة، يظل الحطام مرتبطاً بالكامل بالقزم الأبيض ويملأ حلقة ضيقة على طول مدار الجسم الأصلي. عندما تكون إما كبيرة جداً أو تأتي من مسافة بعيدة، ينتج عن ذلك قرص ثنائي الوضع حيث يتم إطلاق نصف الحطام إلى الفضاء بين النجوم، ويصبح النصف الآخر مرتبطاً بإحكام بالقزم الأبيض. جميع الحالات الأخرى تقع بين هذين الطرفين.
تمثل أقراص الحطام الناشئة من التفككات المدية مجرد مقدمة لدورة حياة أطول بكثير. من هنا فصاعداً، تشكل وتحكم قوى مختلفة تطور القرص المستمر، والاستحواذ النهائي على جو القزم الأبيض. قبل مناقشة بعض هذه العمليات، تصف الفقرة التالية ملاحظات متعددة ومتنوعة، توفر للعلماء أدلة حاسمة حول طبيعة هذه الأقراص والتحولات التي تخضع لها.
هناك العديد من الطرق لمراقبة وتحديد وتوصيف أقراص الحطام WD. سيتم مناقشتها واحدة تلو الأخرى.
بينما يمتلك ما يصل إلى نصف جميع الأقزام البيضاء غلافاً جوياً ملوثاً بعناصر ثقيلة، مع وجود الآلاف المعروفة حالياً، قد يكون من المدهش أن نسبة صغيرة فقط تتراوح بين 1%-3% تمتلك حطاماً دائرياً قابلاً للكشف (RebassaMansergasEtAl-2019). أكدت الملاحظات الطيفية لأول قزم أبيض ملوث مع قرص حطام وجود غبار السيليكات، استناداً إلى خصائص طيفية مميزة للسيليكات. يتم تسجيل الغبار من خلال الفائض تحت الأحمر، حيث يتجاوز تدفق الأشعة تحت الحمراء المقاس ما هو متوقع من القزم الأبيض وحده. يتم تسخين الغبار الدائري النجمي بواسطة ضوء النجم ثم يُعاد إصداره عند أطوال موجية أطول تحت الأحمر، مع درجة حرارة جسم أسود مميزة تبلغ حوالي 1000 K (Farihi-2016)، مما يؤدي إلى الفائض الملحوظ. هناك الآن حوالي 60 نظاماً مغبراً معروفاً (Veras-2021)، ومن المتوقع أن يزداد هذا العدد بشكل كبير في السنوات القليلة القادمة.
بما أنه من المتوقع أن تتشكل الأقراص المغبرة عقب الاضطرابات المدية، فمن المتوقع أن يقع الغبار الدافئ ضمن نصف قطر روش. في التقنية الكلاسيكية لنمذجة الفائض تحت الأحمر (Jura-2003)، يُفترض أن الغبار محصور ضمن قرص سلبي، غير شفاف، مسطح هندسياً يقع بالقرب من القزم الأبيض، بما يشبه حلقات زحل. هذا ينتج عنه درجة حرارة قرص متناقصة كدالة للمسافة الشعاعية. بدوره، يقيد التدفق، وعند مقارنته بالملاحظات، يمكن استخراج الأقطار الداخلية والخارجية للقرص، على الرغم من وجود بعض التباين بين ميلان القرص وامتداده الشعاعي. تستنتج الدراسات أن مختلف الأقراص تقع بين \(\sim\)0.2-1.2 \(R_\odot\).
كانت هذه النماذج مفضلة لمدة عقد على الأقل، حيث وضعت الغبار ضمن النطاق المكاني المتوقع لنصف قطر روش. ومع ذلك، هناك على الأقل ثلاثة أنظمة استثنائية لا يمكن تطبيق نموذج الأقراص المسطحة وغير الشفافة الكلاسيكي عليها. هذه الأنظمة هي GD 56، GD 362 و WD J0846+5703. لهذه الأنظمة المشرقة بشكل خاص، تم اقتراح نماذج موسعة من أجل ملاءمة الفائض تحت الأحمر، بما في ذلك مكون غباري خارجي، رقيق بصرياً (JuraEtAl-2007).
اكتشاف الغاز حول الأقراص الملوثة للأقزام البيضاء أندر من اكتشاف الغبار. باستثناء واحد (WD J0914+1914 المناقش في القسم [S:Exoplanets] هو نظام فريد من نوعه بدون غبار)، يُعثر على الغاز دائماً كمكون إضافي في الأقراص المغبرة.
وفقاً لأحدث الإحصاءات، هناك حوالي 26 قرصاً للأقزام البيضاء يحتوي على مكون غازي. في 21 من 26 قرصاً المذكورة، تم اكتشاف وجود الغاز عبر انبعاث الخطوط. في الأقراص الخمسة الأخرى، تم اكتشاف ميزات الامتصاص. لذلك، قد تكون نسبة حدوث الأقراص الغبارية التي يمكن ملاحظة مكونها الغازي حتى حوالي 1/3. يبدو أن الغبار والغاز مرتبطان، وقد تكون النسبة الصغيرة نسبياً لحدوث الغاز إما أساسية أو ببساطة نتيجة لأن معظم الأنظمة تقع تحت حد الكشف.
من الممكن وضع بعض القيود المكانية من خلال نمذجة الأنظمة التي تصدر عنها انبعاثات غازية. تشير اللامتناظرة الكبيرة في ملامح خطوطها إلى شذوذ مداري لا يُستهان به، يتراوح بين \(\sim\)0.2-0.4 (MelisEtAl-2010). إذا تم نمذجتها عبر سلسلة من المدارات البيضاوية المتحاذية بشذوذ متطابق، يمكن تقييد التوزيع الشعاعي للغاز، مما يضعه حول 0.15-1.2 \(R_\odot\) (MelisEtAl-2010). حتى الآن، توفر ميزات الامتصاص قيوداً مكانية لنظام واحد فقط - في WD 1145+017 يُوضع الغاز عند \(\sim\)0.2-0.5 \(R_\odot\) (FortinArchambaultEtAl-2020).
في عدة أنظمة، تتوافق مورفولوجيا الخطوط على مدى فترات طويلة مع الحركة الأفقية النسبية، بسبب جاذبية القزم الأبيض القوية، التي تشوه دورياً توجه القرص (ManserEtAl-2016, FortinArchambaultEtAl-2020). تتراوح قيود فترات الحركة الأفقية من 4.6 سنة لـ WD 1145+017 (FortinArchambaultEtAl-2020) إلى 27 سنة لـ SDSS J1228+1040 (ManserEtAl-2016). وجد (ManserEtAl-2016) أن فترات الحركة الأفقية التي تبلغ 1.54، 27.8 و 134 سنة تتوافق مع المدارات التي لها محاور شبه رئيسية تبلغ 0.2، 0.64 و 1.2 \(R_\odot\) على التوالي، مما يشير إلى أن الغاز الموجود في الأجزاء الداخلية من هذه الأقراص قد يكون مشتركاً.
أخيراً، تم تحديد نظام فريد (SDSS J1617+1620) لاستضافة قرص غازي عابر، والذي بعد اكتشافه الأول في عام 2008، انخفضت قوته بشكل أحادي على مدى ثماني سنوات حتى انخفضت دون حد الكشف.
أظهرت الملاحظات السابقة في عام 2010 أن تدفق الأشعة تحت الحمراء في WD J0959-0200 قد انخفض بنسبة 35% في أقل من 300 يوم. بالمثل، انخفض SDSS J1228+1040 بنسبة 20% بين عامي 2007 و2014، ليصل إلى مستوى شوهد أيضاً في عام 2018، وزاد G29-38 بنسبة 10% بين عامي 2004 و2007. أثار ذلك الفكرة بأن النجوم البيضاء القزمة التي تظهر فائضاً في الأشعة تحت الحمراء قد تكون في تغير. أظهر مسح فلكي حديث لمدة 3 سنوات لـ 34 نجماً أبيض قزماً باستخدام الأشعة تحت الحمراء القريبة من الأرض أنه لا توجد تقلبات ملحوظة. ومع ذلك، فإن الملاحظات الفضائية عند أطوال موجية أكبر من الدراسة الأخيرة أكثر حساسية (للغبار الأكثر برودة)، وقد أظهرت مؤخراً (SwanEtAl-2020 والمراجع المذكورة فيه) أن التغير في الأشعة تحت الحمراء موجود بشكل قاطع في عدد كبير من أنظمة النجوم البيضاء القزمة. تتراوح التغيرات النموذجية في تدفق الأشعة تحت الحمراء بين عدة نسب مئوية إلى عشرات النسب المئوية. تكون فترة التغير بالأشهر بدلاً من الساعات أو الأيام. من المثير للاهتمام، أن أعلى تقلب يرتبط بأنظمة النجوم البيضاء القزمة التي تتميز أيضاً بإصدار الغاز.
هناك نظامان إضافيان مهمان بشكل خاص، حيث يوفران بعض التفاصيل الزمنية الإضافية. النظام الأول هو WD 0145+234. أضاء هذا النظام بشكل كبير في عام 2018، حيث تضاعف تدفق الأشعة تحت الحمراء ثلاث مرات خلال حوالي 1.5 سنة. تبع ذلك انفجار في الأشعة تحت الحمراء تمت متابعته بملاحظات لاحقة خلال أواخر عام 2019، والتي أظهرت بدلاً من ذلك انخفاضاً خطياً ثابتاً في التدفق، ولكن مع وجود زيادات صغيرة عرضية في السطوع (SwanEtAl-2021). تظهر الملاحظات الحديثة أن هذا النظام عاد إلى حالته قبل الانفجار. النظام الثاني هو GD 56، الذي يتميز بتدفق متناقص مماثل، ولكن استمر لعدة سنوات بدلاً من عدة أسابيع. ربما سبق انفجار فعلي هذا التدفق المتناقص ولكن لم تتم الملاحظات في ذلك الوقت. قبل عدة سنوات، تم قياس تدفق الأشعة تحت الحمراء الأساسي للنظام ليكون مماثلاً لذلك في نهاية مرحلة الانخفاض (SwanEtAl-2021).
نظراً لأن الأقزام البيضاء صغيرة الحجم بدنياً، فمن المتوقع أن المواد المارة يمكن أن تحجب جزءاً كبيراً من ضوئها عند المرور أمام القرص النجمي، مما يؤدي إلى عبور أعمق بكثير من تلك الخاصة بالنجوم الرئيسية النموذجية. لوحظت مثل هذه العبور مؤخراً نسبياً، والآن يُعرف أن هناك مجموعة من (8) أنظمة عبور للأقزام البيضاء. أظهر النظام الأول (VanderburgEtAl-2015) دورية عبور تبلغ (4.5) ساعات، وكان مداره قريباً بشكل مفاجئ من نصف قطر روش. كانت العبور عميقة، وفي الحد الأقصى يمكن أن تتجاوز (50%) من ضوء القزم الأبيض. لم يُعتبر أنها نتيجة جسم صلب يحجب الضوء، بل كانت في الغالب من نفث غباري، وتم تفسيرها على أنها كويكب يتفكك.
تبع ذلك اكتشاف عبور حول (ZTF J0139+5245)، مع منحنيات ضوئية عميقة مماثلة، ومع ذلك كانت الدورية حوالي (107) يوماً، متوافقة مع محور نصف رئيسي يبلغ (0.355) وحدة فلكية. إذا مرت المواد العابرة داخل نصف قطر روش، يُقيد الشذوذ ليكون على الأقل (0.97). تستمر مدة العبور عدة أسابيع. في الحضيض، سيستغرق حبيبة عابرة حوالي دقيقة واحدة للعبور، وحوالي ساعة واحدة إذا كانت في الأوج. العبور الطويلة الملحوظة، تشير إلى وجود تيار ممتد من الحطام المتفكك.
ثم تم تحديد خمسة أنظمة عبور أخرى. يمتلك (ZTF J0923+4236) دورية تقدر بأيام، مع عبور أكثر عدم انتظاماً. يبدو أن (ZTF J0347-1802) يشير إلى عبور طويل المدة يستمر حوالي (70) يوماً. (SDSS J0107+2107)، (ZTF J0328-1219) و (SBS 1232+563) تظهر عبوراً مستمرة على مقاييس زمنية قصيرة. تتفاوت أعماق العبور، حيث يمتلك (SDSS J0107+2107) عبوراً أعمق تتجاوز حتى (25%)، (ZTF J0328-1219) بين (5-10%) وأصغر الانخفاضات تُرى في (SBSS 1232+563). كشفت دراسة متابعة مفصلة لـ(ZTF J0328-1219) عن دوريتين، (9.937) و (11.2) ساعة، وتم تفسيرهما على أنهما كتل حطام في مدارين مختلفين.
أخيراً، يُظهر (WD 1054-226) عبوراً منتظمة جداً كل (25.02) ساعة. خلال الفترة الأساسية، هناك أحداث تعتيم تفصل بينها بالضبط (23.1) دقيقة، مع أعماق تصل إلى عدة نسب مئوية وتتشابه بشكل استثنائي من ليلة إلى أخرى.
تم تلخيص القيم المرتبطة المختلفة بين هذه المعايير العبور في الجدول (Tab:Transits) (الخلايا فارغة حيث لا تتوفر البيانات بعد). يمكن للمرء أن يلاحظ على الفور تنوعاً مذهلاً في حالات العبور. قد يتبين في النهاية أن هذه تمثل نفس العملية العامة، ولكن يتم ملاحظتها في مراحل تطورية مختلفة.
النظام المذكور سابقاً G29-38 هو النظام الأول وحتى الآن الوحيد الملوث بأشعة إكس المكتشفة (CunninghamEtAl-2022). من السطوع الإشعاعي المقاس، يمكن استنتاج معدل الاستقطاب اللحظي على الغلاف الجوي، بشكل مستقل عن نماذج الغلاف الجوي النجمي التي يُستنبط منها هذه القيمة عادةً.
تمت مناقشة العديد من النماذج النظرية التي اقترحت لتفسير ملاحظات أقراص الأقزام البيضاء الملوثة أدناه.
اعتبر النموذج المرجعي لأقراص WD الملوثة بواسطة (Jura-2003) الأقراص الحطامية التي تشبه إلى حد كبير حلقات زحل من حيث الحجم والشكل. تم تصور هذه الأقراص على أنها هادئة وثابتة نسبياً، بحيث عندما يتم ملاحظتها لاحقاً، لم يُفترض أن تظهر تغيرات كبيرة على مقاييس الزمن البشرية القصيرة.
نجح هذا النموذج في تكرار الفائض الأشعة تحت الحمراء لمعظم WD الملوثة، ومع ذلك كما أُشير سابقاً في القسم [SS:IRexcess]، هناك على الأقل ثلاثة أنظمة ساطعة لا تتبع هذا النموذج. في السنوات الأخيرة، أصبح من الواضح أكثر فأكثر أن مثل هذه النظرة البسيطة لأقراص WD لا يمكن أن تكون صحيحة. التقلبات في الأشعة تحت الحمراء التي نوقشت سابقاً لا تتوافق مع الأقراص الهادئة لأنه يجب أن يكون هناك زيادة أو نقصان كبير في منطقة الغبار المشعة على مقاييس زمنية قصيرة نسبياً.
في الماضي، كانت ملاحظات الغاز تُنسب غالباً إلى تبخر المواد الحرارية على طول الجزء الداخلي من القرص، الذي يتعرض لأشد ضوء نجمي. ومع ذلك، أظهرت (RocchettoEtAl-2015) أنه لا يوجد زيادة في السطوع الكسري لأقراص WD مع تقدمها في العمر، على الرغم من الزيادة المتوقعة في منطقة الإشعاع مع تبريد WD.
مشكلة إضافية هي أن الغاز لا يمكن أن يوجد في توازن طوري مستقر مع الغبار المجاور في جميع أنحاء القرص، مما يتعارض مع الملاحظات. أشارت (MetzgerEtAl-2012) إلى أنه في قرص مسطح كثيف بصرياً، يجب أن تكون درجة حرارة الجوامد أقل من درجة حرارة التبخر لجميع الحلقات باستثناء الحلقة الداخلية الأقرب. إذا وجد غاز أكثر سخونة في أي وقت، يجب أن تلتصق ذرات الغاز عند التصادم مع سطح جزيئات الغبار، مما يؤدي إلى التكثيف. تم إظهار أن المقياس الزمني للتكثيف يتراوح بين بضع إلى بضع مئات من الدورات المدارية، مما يعني التكثيف الكامل في غضون بضع ساعات.
كما لا يمكن فهم نموذج القرص المسطح المرجعي بشكل كامل في سياق العبور، والذي غالباً ما يشير إلى وجود مواد تدور خارج نصف قطر روش أو حتى بعيداً عنه. وبالتالي، يجب أن تحتوي أنظمة العبور، بالإضافة إلى، أو بدلاً من قرص دائري مضغوط مسطح، أيضاً على جسم مائل، أجسام و/أو تدفق غباري يولد فعلياً التعتيم.
نظراً لأن الأصول الأولية لأقراص الحطام تبدأ في مدارات شديدة الانحراف (القسم [S:Disruption])، فإن نموذجاً طبيعياً لتفسير الفائض في الأشعة تحت الحمراء يعتبر هندسة القرص المنحرف بدقة. على الرغم من التوافق مع تدفق الأشعة تحت الحمراء، فإن نقص البيانات الوفيرة طويلة المدى لا يمكن أن يميز الانحراف الدقيق (DennihyEtAl-2016). يظهر (NixonEtAl-2020) كيف يمكن للأقراص الغبارية الشبيهة بالحلقات أن تفسر التغيرات في تدفق الأشعة تحت الحمراء، بالإضافة إلى العبور. يأتي هذا من الانتشار الزمني لكتل محلية من المواد الغبارية، أثناء ملء الحلقة. سيظهر الغبار المتكتل بألمع في الأشعة تحت الحمراء بالقرب من الحضيض، بينما تؤدي حلقات الغبار المنتشرة بالتساوي إلى تدفق أقل ثابت في الأشعة تحت الحمراء. من الممكن أيضاً تراكب عدة حلقات، مما يؤدي إلى أنماط أكثر تعقيداً في الأشعة تحت الحمراء.
كما تم عرضه سابقاً في القسم [S:Disruption]، هناك عدة هندسات قرص ممكنة بعد تفكك المد، بجانب الحلقة. بالإضافة إلى ذلك، فإن افتراض قرص غباري غير متوافق مع التوزيع الأولي لحجم الشظايا المدية، والتي تقارب عشرات إلى مئات الأمتار (MalamudEtAl-2021). لذلك يعتبر (BrouwersEtAl-2022) الأقراص المنحرفة التي لا تقتصر على هيكل شبيه بالحلقات، وليست غبارية بدقة. بل تتألف بدلاً من ذلك من شظايا قوية داخلياً، حيث تنتشر طاقات مداراتها وفقاً لحجم ومدار الكويكب الأصلي. ينتج عن ذلك قرص منحرف من الحلقات البيضاوية المتشابكة. تحدث التصادمات بين الشظايا عندما تتغير مداراتها النسبية بما يكفي عن حالتها الأولية، بحيث تبدأ في التداخل. يتم تحريض هذه التغيرات بواسطة التقدم التفاضلي للحلقات المختلفة (انظر الشكل [fig:Models]-b حيث يتم تصوير كل حلقة من شظايا المد بخطوط متقطعة) نتيجة للتأثيرات النسبية العامة التي يولدها القزم الأبيض (BrouwersEtAl-2022)، وربما أيضاً من التشويشات الجاذبية التي يحدثها كوكب ضخم، خارج الحلقات الخارجية لقرص الحطام (VerasEtAl-2021). ثم تكون سرعات التصادم النسبية بين الشظايا كبيرة بما يكفي لنتائج كارثية، مما يطحن الشظايا إلى أحجام أصغر تدريجياً، وفي النهاية إلى غبار. يمكن ترجمة معدل التصادم مباشرة إلى معدل ارتشاف على النجم، من خلال تطبيق عملية متعلقة بالإشعاع تُسمى سحب بوينتينغ-روبرتسون، التي تتسبب في فقدان جزيئات الغبار للزخم الزاوي والارتشاف. يظهر (BrouwersEtAl-2022) أن معدلات الارتشاف المنمذجة مشابهة للملحوظة.
المشكلة المحتملة هي أن مثل هذه النماذج تتنبأ بفائض كبير في الأشعة تحت الحمراء، ومع ذلك، يُلاحظ العكس - بينما هناك العديد من الأقزام البيضاء الملوثة بمعدلات ارتشاف مرتفعة نسبياً، فإن نسبة صغيرة فقط من حوالي 1% لها فائض كبير قابل للكشف في الأشعة تحت الحمراء. يجادل (BrouwersEtAl-2022) بأن هذه المشكلة يمكن تجاوزها بارتشاف الغبار أسرع (من سحب بوينتينغ-روبرتسون)، ربما نتيجة لسحب الغاز أو ظواهر مغناطيسية مختلفة تستخرج بشكل مماثل الزخم الزاوي من جزيئات الغبار أو الشظايا المختلفة الأحجام. المشكلة مع مثل هذه الاقتراحات هي أن حوالي 1% فقط من الأقزام البيضاء الملوثة يُلاحظ أن لديها مكون غازي، وحوالي 10% من الأقزام البيضاء شديدة المغناطيسية.
قناة أخرى للارتشاف تتطلب طريقاً محدداً للسيناريو يتضمن وجود كوكب كبير (VerasEtAl-2021,LiEtAl-2021,BrouwersEtAl-2022). يقوم هذا الكوكب أولاً بحقن الكويكب الأصلي لتحفيز تفكك مدّي، ويجب أن يعبر قرص الحطام المترتب على ذلك مدار الكوكب مرة أخرى، على الأقل جزئياً، ويمكن تشتيت الشظايا من خلال التفاعل الجاذبي مع الكوكب. يظهر (LiEtAl-2021) أن الكويكبات الكبيرة فقط بحجم 100 كم على الأقل تحتوي على كتلة كافية من أجل طحنها بسرعة كبيرة، بعد ذلك يمكن لسحب بوينتينغ-روبرتسون أن يدور الحطام بشكل فعال ويشكل قرص حطام أكثر دائرية ومضغوط حول القزم الأبيض. وإلا فإن التدوير والارتشاف بطيئان في الحدوث.
نموذج القرص المدمج الموجود مسبقاً (MalamudEtAl-2021) هو توسع لنموذج القرص المسطح الأساسي، مستوحى من دور التصادمات التي اقترح أنها تؤدي إلى تقلبات ملحوظة في تدفق الأشعة تحت الحمراء (SwanEtAl-2020). يقترح هذا النموذج أن العديد من الأقزام البيضاء التي لوحظ لديها فائض في الأشعة تحت الحمراء هي تلك التي لديها قرص مدمج موجود مسبقاً، تقريباً دائري، داخل نصف قطر روش للقزم الأبيض، متوافقاً مع وجود فائض أساسي في الأشعة تحت الحمراء. من أجل تفسير حالات الفائض الشاذة في الأشعة تحت الحمراء، وتقلبات الأشعة تحت الحمراء، والعبور الشاذ، وكذلك الإنتاج المستمر للغاز، يتم إنتاج تيارات شديدة الانحراف من الشظايا المدية عبر التعطيلات المدية العرضية، وبالتالي تتقاطع مع القرص المدمج الموجود. تؤدي التصادمات فائقة السرعة إلى تآكل الشظايا، وتشتيت المواد الغبارية، وتوليد الغاز.
تعمل هذه التصادمات أيضاً على تدوير الشظايا المدية، مما يسد الفجوة بين نموذج القرص الشاذ ونموذج القرص المسطح، كما تم توضيحه سابقاً. الزمن الخصائصي لتدوير الشظايا أصغر بكثير بالنسبة للشظايا المدية الصغيرة، لذا فهي أول من يتقلص مدارياً وينضم إلى القرص المدمج. بالنظر إلى توزيع الحجم المحتمل لشظايا التيار المدّي، يتم تحفيز إنتاج الغاز أولاً بواسطة التصادمات المستمرة للشظايا الصغيرة، مما ينتج عنه توقيع ملحوظ للتدوير المبكر. ولكن مع تدوير الشظايا الصغيرة، ينشأ إنتاج الغاز من شظايا أكبر بشكل متزايد وبالتالي يصبح متقطعاً وأصعب في الملاحظة. يتوقف إنتاج الغاز نهائياً عندما تتدوير جميع الشظايا المدية أو عندما يتبدد القرص المدمج (وهو ما يعتمد على النسبة بين كتل التيار المدّي والقرص المدمج). وبالتالي، يقدم النموذج تفسيراً طبيعياً للنسبة الأصغر من المواد الغازية في الأقزام البيضاء الملوثة التي لديها فائض في الأشعة تحت الحمراء.
قد يتم تفسير تقلبات الأشعة تحت الحمراء وحالات الفائض الشاذ في الأشعة تحت الحمراء بواسطة مكون هالة غبارية رقيقة بصرياً ثانية. يشابه تفسير ملاحظات العبور مع ما تم استدعاؤه بواسطة نموذج القرص الشاذ. كلا من نموذج القرص المدمج الموجود مسبقاً ونموذج القرص الشاذ تمت إضافتهما مؤخراً إلى الأدبيات، ويشملان جوانب متنوعة تتطلب تحقيقاً مستقبلياً. هذا يجعل الدراسة النظرية للأقزام البيضاء الملوثة واحدة من أكثر المجالات تطوراً وأسرعها نمواً في علم الفلك.
تتضمن دراسة أقراص الحطام الملوثة للأقزام البيضاء تحليل المواد المتراكمة على الأقزام البيضاء من الأجسام الكوكبية المحيطة. خلال العقدين الماضيين، أدت التقدمات في تقنيات الرصد، في التلسكوبات الفضائية والمرافق الأرضية، إلى الاكتشاف المستمر لأنظمة ملوثة بأعداد متزايدة. كما تم العثور على أقراصها وتوصيفها بشكل مستمر، على الرغم من ندرتها نسبياً.
تم تطوير نماذج نظرية لتفسير وجود أقراص الحطام والعمليات التي تؤدي إلى تلوث الأقزام البيضاء. تأخذ هذه النماذج في الاعتبار التفاعلات المختلفة مع الأجسام الكوكبية.
على الرغم من هذه النجاحات، واجه المجال تحديات في فهم الآليات الدقيقة المسؤولة عن التلوث الملحوظ، وتنوع التركيبات الموجودة في المواد المتراكمة وكذلك التنوع الهائل في الأنظمة المختلفة التي تحتوي على أقراص حطام، العديد منها يظهر اختلافات في عبورها، أو إشارات الغاز أو الفائض في الأشعة تحت الحمراء.
لا تزال هناك العديد من الأسئلة المفتوحة. ومع ذلك، يبدو مستقبل المجال واعداً للغاية. ستستمر الدراسات الاستقصائية الكبيرة النطاق في اكتشاف أقزام بيضاء ملوثة جديدة. ستوفر هذه الدراسات فهماً أوسع لانتشار وخصائص هذه الأنظمة. سيعزز التلسكوب الفضائي جيمس ويب وغيره بشكل كبير قدرتنا على دراسة الأقزام البيضاء الملوثة المحددة واستكشاف أقراصها بمستوى متزايد من التفاصيل. تخطط العديد من المهام للعثور على وتوصيف الكواكب الخارجية حول عدد كبير من النجوم، وربما تشمل الأقزام البيضاء أيضاً. ستوفر الملاحظات المنسقة عبر أطوال موجية مختلفة نظرة أكثر شمولية للأنظمة المثيرة للاهتمام بشكل خاص. ستعمل التطورات النظرية المستمرة على تحسين فهمنا للعمليات التي تحكم تكوين وتطور أقراص حطام الأقزام البيضاء الملوثة. يشمل ذلك نماذج محسنة للتفاعلات بين أنواع مختلفة من الأجسام الكوكبية وأنواع مختلفة من الأقراص، ودور التصادمات والاضطرابات المدية.
باختصار، شهد مجال أقراص حطام الأقزام البيضاء الملوثة تقدماً ملحوظاً في العقدين الماضيين، مع تقدم في كل من الملاحظات والنمذجة النظرية. يحمل المستقبل وعوداً مماثلة، مع اختراقات محتملة من الأدوات والمهام الجديدة التي ستعزز قدرتنا على دراسة هذه الظواهر الفلكية المثيرة للاهتمام.