مُلَخَّص

في الأنظمة الكوكبية الخارجية، يمكن أن يؤدي التفاعل بين النجم المضيف والكوكب إلى حدوث انبعاث راديوي قطبي (ARE) نتيجة آلية سيكلوترونية لذبذبة الإلكترون. يتميّز هذا الانبعاث بشدته العالية التي تبقى مرئية على مسافات بعيدة، مما يفتح آفاقًا جديدة لدراسة الكواكب الخارجية والبحث عن الظروف الملائمة لتطور الحياة خارج كوكب الأرض. تعمل المجالات المغناطيسية كدرع واقٍ يحمي الحياة من الجسيمات الخطرة ويؤثر على تطور الغلاف الجوي للكواكب.

في السنوات القليلة الماضية، بدأنا حملة مراقبة لمجموعة من النجوم القزمة من النوع M القريبة المعروفة باستضافتها كواكب، بهدف الكشف عن ARE. راقبنا YZ Ceti باستخدام تلسكوب Giant Metrewave Radio Telescope المحدّث (uGMRT) في النطاق 4 (550–900MHz) تسع مرات على مدى خمسة أشهر. اكتشفنا الانبعاث الراديوي أربع مرات، كان اثنان منها عاليي الاستقطاب الدائري. بناءً على الاعتبارات الإحصائية، نستبعد أن تكون هذه الانفجارات ناجمة عن النشاط المغناطيسي النجمي. بدلاً من ذلك، عند طيّ الملاحظات على الطور المداري للكوكب الأقرب YZ Cet b، ظهرت الانفجارات في المواضع المتوقعة لـARE الناتج عن التفاعل النجم-كوكب (SPI) في نظام دون الألفاڤيني. وبمستوى ثقة يفوق \(4.37\,\sigma\)، يُعَدّ YZ Cet أول نظام خارج المجموعة الشمسية يتم تأكيد وجود SPI فيه عند الأطوال الموجية الراديوية. من خلال نمذجة ARE، نقدّر أن المجال المغناطيسي للنجم يبلغ نحو 2.4 كيلوغاوس، وأن للكوكب غلافًا مغناطيسيًا. الحد الأدنى للمجال القطبي للكوكب هو \(0.4\) غاوس.

مُقَدِّمَة

يُعتَقَد أن وُجُود المَجالات المُغناطيسِيَّة المُحيطة بالكواكب الشبيهة بالأرض يلعب دورًا محوريًا في تطور الغلاف الجوي للكواكب وفي نشوء الحياة (Griessmeier2005, Griessmeier2016, Owen2014, McIntyre2019, Green2021). تعمل هذه المجالات كدرع يقي من وصول الجسيمات المؤينة الضارة إلى سطح الكوكب (Shields2016, Garcia2017). هذا ما حدث لكوكب الأرض، الذي يمتلك حقلًا مغناطيسيًا قويًا، وهو الكوكب الوحيد في المنطقة الصالحة للسكن في المجموعة الشمسية المعروف بظهور الحياة عليه.

من ناحية أخرى، قد تؤدي الانفجارات الشمسية الشديدة وانبعاثات كتلة التاج الشمسي إلى ضغط المجال المغناطيسي للكوكب، مما يفتح الأقطاب المغناطيسية ويتيح للجسيمات عالية الطاقة اختراق الغلاف الجوي (Airapetian2015, Airapetian2017)، وبالتالي تثبيت جزيئات مثل النيتروجين وثاني أكسيد الكربون وربما مركبات أساسية لتطور الحياة. وقد تم تقدير حدوث ذلك في الغلاف الجوي للأرض الشابة (Airapetian2016). في هذا السياق، تلعب كل من المغناطيسية الكوكبية والنشاط النجمي، مع زيادة الإشعاع فوق البنفسجي والأشعة السينية (Lammer2012, Vidotto2022), أدوارًا رئيسية في خلق بيئة تدعم تطور الحياة. كما أن وجود حقل مغناطيسي في الكواكب يتيح استنتاج خصائص داخلية مهمة، كمؤشر على ديناموها الداخلي (Lazio2019).

تحليل الملاحظات عند الأطوال الموجية الراديوية، الحساسة للانفجارات وإطلاق الطاقة وتسريع الجسيمات، أمر مهم لاستكشاف الفضاء بين الكواكب في أنظمة كوكبية أخرى خارج المجموعة الشمسية.

حتى الآن، تم العثور على العديد من الكواكب حول الأقزام الحمراء والأقزام فائقة البرودة، التي تشكل أكثر أنواع النجوم شيوعًا في مجرتنا وأغلب النجوم القريبة. تمتلك هذه النجوم ظروفًا ملائمة طويلة الأمد لتطور الحياة في أنظمتها الكوكبية. اكتُشفت كواكب بحجم الأرض، بعضها في المنطقة الصالحة للسكن، تدور حول نجوم باردة مثل TRAPPIST-1 (Gillon2016, Gillon2017), Proxima Centauri (Anglada-Escude2016) ونجم تيغاردن (Zechmeister2019).

الشفَق ظاهرة مهمة لتفاعل النجم-كوكب في جميع الكواكب الممغنطة في المجموعة الشمسية، يُكتشَف عبر انبعاثات خطية في الأطياف البصرية والأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية. تنتج هذه الانبعاثات من ترسيب الجسيمات المشحونة ذات الطاقة العالية في الغلاف الجوي للكوكب حول الأقطاب المغناطيسية. علاوة على ذلك، تؤدي التفاعلات المغناطيسية مع الأقمار في المدارات القريبة، كما في حالة المشتري وأقماره الجاليلية، إلى تسريع الجسيمات المولدة للشفَق في أقطاب الكوكب. عند الأطوال الموجية الراديوية، تظهر انفجارات قوية ومستقطبة استقطابًا دائريًا عاليًا، يُفترض أنها تنشأ من حلقة مغناطيسية فوق الأقطاب، مرتبطة بشفق غلاف المشتري الجوي (Zarka1998). يُفسَّر ذلك بانبعاث cyclotron maser ناشئ في تجاويف الشفق المغناطيسي، ويُطلق عليه «الانبعاث الراديوي الشفقي».

الاِنْبِعاثات الرادْيَوِيَّة القُطْبِيَّة

تُعتبَر آلية الانبعاث الإلكترو-سياكلوترونية (ECME) آلية منشأً لانبعاث بسبب الرنين الدوراني لمجموعة غير متناظرة من الإلكترونات في فضاء السرعة. يحدث هذا عندما تقترب الإلكترونات إلى جسم مركزي باتباع خطوط المجال المغناطيسي وتعكسها المرايا المغناطيسية. نظرًا لأن الإلكترونات ذات الزوايا الصغيرة تنغرز أعمق، تُترسب في جو الجسم المركزي محدثة الشفق بالأشعة فوق البنفسجية والبصرية. هذا يولد انعدام التماثل في سكان الإلكترونات المنعكسين، أي انقلاب التوزيع في فضاء السرعة، مما يؤدي إلى انبعاث المزرّات (masers). يُعزّز ذلك الوضع المغناطيسي الاستثنائي الذي يولّد إشعاعًا مستقطبًا دائريًا بنسبة تقارب 100% عند ترددات قريبة من الهارمونيات الأولى لتردد الدوران المحلي (\(\nu_{\mathrm B}=2.8\,B\) ميغاهرتز، مع \(B\) بالغاوس). محليًا، يُوجَّه الإشعاع المعزّز في مخروط رقيق مجوّف، محوره مماسي لخط المجال المغناطيسي المحلي (نَمُوذَج المَخْرُوط المُجَوَّف) (MelroseDulk1982).

يُلاحَظ الانبعاث الراديوي القطبي أيضًا في النجوم المفردة، مثل النجوم الكيميائية المغناطيسية الساخنة (mCP) (Trigilio2000, Das2022, Leto2020)، وفي العديد من النجوم قليلة الكتلة جدًا والأقزام فائقة البرودة (UCDs) بأنواع طيفية تتراوح من M8 إلى T6.5 (Berger2009, Hallinan2007, Route2012, Lynch2015). بالرغم من وقوعها في مناطق مختلفة تمامًا من مخطط هرتزبرونغ-راسل (HR)، تشترك هذه النجوم بميزة واحدة: وجود مجال مغناطيسي قوي يهيمن عليه ثنائي القطب المائل بالنسبة لمحور دوران النجم. في نجوم mCP، حيث تُعرف طوبولوجيا المجال المغناطيسي، نلاحظ نبضتين في مرحلتين دورانيتين، عند لحظات اقتراب محور الثنائي القطب من مستوى السماء. مع دوران النجم، يولّد ECME تأثير مَنارَة مشابه للنجوم النابضة. لوحظ سلوك مشابه في بعض الأقزام الباردة جدًا (Hallinan2007). في كواكب نظامنا الشمسي، يكون موقع انبعاث ECME، كما في الإشعاع الكيلومتري القطبي للأرض (Mutel2008), مقاربًا للمحاذاة فوق الحلقات الدائرية الثابتة B على ارتفاع ~0.1–2 نصف قطر نجم فوق القطبين، وهو ما يتوافق مع (نَمُوذَج التَوْجِيه المُسْتَوَى) (Trigilio2011). يمكن أن ينشأ النمط عندما يحدث الانبعاث من كل نقاط الحلقة الدائرية، ويجمع الانبعاث الكلي من تلك الحلقات؛ في الاتجاه المماسي يُكثّف الإشعاع. بينما يفضل (نَمُوذَج المَخْرُوط المُجَوَّف) عمل المزرّات في جزء ضيق من الحلقة مقابل أنبوب التدفق الرابط للكوكب، فيظهر الانبعاث كمخروط مجوف طبيعي. يفسر هذا غالبية انبعاثات الكواكب في نظامنا الشمسي ويُستدعى لتفسير الانبعاثات الراديوية الصادرة من الكواكب الخارجية. مع ذلك، يتوقع أن يظهر الانبعاث القطبي في مواقع مدارية متناظرة للكوكب بالنسبة لخط الرؤية.

هناك نوعان من الانبعاث الراديوي القطبي نتيجة التفاعل بين شمسنا وكواكبها، ويعتقد أنهما يعملان أيضًا في الأنظمة الكوكبية الخارجية. النوع الأول ينشأ من ضغط الرياح النجمية على المجال المغناطيسي للكوكب. في هذه الحالة، يتناسب تردد ECME مع قوة المجال المغناطيسي للكوكب (\(B_\mathrm{planet}\))، مما يجعل أي كشف عن الانبعاث القطبي قياسًا مباشرًا له. ومع ذلك، نظرًا لتوقع قيمة \(B_\mathrm{planet}\) ببضعة غاوسات فقط، يقع تردد المزرّات عادة عند حافة أو دون حدود النافذة الأيونية الراديوية، وما زالت جهود البحث عن هذا الانبعاث تعطي نتائج سلبية (Bastian2000, Ryabov2004, Hallinan2007, Lecavelier2013, Sirothia2014).

النوع الثاني ينتج عن تفاعل المجال المغناطيسي للكوكب المدار مع المجال المغناطيسي للنجم المضيف، وهو شبيه بحالة المشتري وأقماره. حتى الآن، هناك بعض الاكتشافات المحتملة لهذا النوع. فسرت السمات الزمنية والترددية لانبعاث الراديو النجمِي من النجم من النوع M8.5، TVLM513-46546 (Hallinan2007, Lynch2015) على أنها توقيع لجسم خارجي يدور حول هذا القزم البارد جدًا، ودعمت هذه الإمكانية نماذج (Leto2017). زعم (Vedantham2020) اكتشاف الانبعاث القطبي من GJ1151، نجم من النوع M4.5V على بُعد 8.04pc، عبر مقارنة ملاحظتين من مسح LOFAR (LoTSS, Tasse2021). اكتشفوا استقطاب Stokes V في إحدى الفترات، مما يشير إلى تفاعل محتمل مع كوكب في مدار قريب. بالفعل، أبلغ (Mahadevan2021) عن إمكانية وجود كوكب بفترة يومين، لكن (Perger2021) استبعد هذه الفرضية بقياسات سرعة شعاعية دقيقة. بالمثل، أبلغ (Davis2021) عن اكتشاف محتمل لانبعاث قطبي في النجم WX UMa عبر ثلاث ملاحظات من مسح LoTSS. إلا أن أيًا من هذه الملاحظات لا يثبت ارتباط ECME بـSPI بشكل قاطع لغياب اكتشاف كواكب حول هذه النجوم. الطريقة الوحيدة الناجحة لربط ECME بـSPI هي مراقبة نجوم مؤكد وجود كواكب حولها ومعروفة معالمها المدارية، بحثًا عن ارتباط انبعاثات ECME بالطور المداري أو بدورة مختلفة عن دورة دوران النجم. حاول (Trigilio2018) ذلك مطلعًا على \(\alpha\)Cen B لاكتشاف الانبعاث القطبي من \(\alpha\)Cen Bb (Dumusque2012), ولكن لم تُبلَّغ عن اكتشافات، وتم استبعاد وجود كوكب Rajpaul2016. الحالة الأوضح حاليًا هي نظام Proxima Cen–Proxima Cen b، الذي راقبه (Perez-Torres2021) في النطاق 1–3 GHz باستخدام مصفوفة ATCA عام 2017 لمدة 17 يومًا (حوالي 1.6 فترة مدارية). اكتشفوا إشعاعًا راديويًا مستقطبًا دائريًا عند 1.6 GHz في معظم الفترات، متوافقًا مع التردد المتوقع لمناطق المجال المعروفة (~600 غاوس) (Reiners2008). استنادًا إلى منحنى ضوء ATCA عند 1.6 GHz المتعلق بالطور المداري لـProxima b، وجد (Perez-Torres2021) دليلًا على انبعاث راديوي قطبي ناتج عن التفاعل بين الكوكب Proxima b ونجمته Proxima.

بهدف البحث عن اكتشافات إضافية قوية للانبعاث الراديوي القطبي الناتج عن SPI، أطلقنا حملة مراقبة باستخدام عدة مصفوفات راديوية. نستهدف الأنظمة الكوكبية الخارجية التي تأكد وجود كواكب في مدارات قريبة حول نجوم من النوع M ومعروفة معالمها المدارية بدقة.

نَتائِج الحَمْلَة

في هذه الرسالة، نقدم نتائج إحدى هذه الحملات، التي أُجريت باستخدام uGMRT، وأسفرت عن اكتشاف إشعاع راديوي مستقطب بشدة من YZ Ceti، متوافق مع الانبعاث الراديوي الاستثنائي الناشئ من التفاعل النجمي الكوكبي بين الكوكب YZ Ceti b ونجمِه المضيف.

نَجْم يز سِيتِي

نجم يز سِيتِي (GJ 54.1, 2MASS J01123052–1659570) من النوع M4.5V، يملك كتلة \(M_\ast=0.14\,M_\odot\) ونصف قطر \(R_\ast=0.157\,R_\odot\) (Stock2020)، ويبعد 3.71 pc (Gaia2018). يستضيف نظامًا كوكبيًا ضيقًا للغاية، حيث اكتُشف حتى الآن ثلاثة كواكب بحجم الأرض عبر السرعة الشعاعية (RV) (Astudillo-Defru2017): YZ Ceti b، c، d بفترات مدارية \(P_\mathrm{orb}=2.02,3.06,4.66\) أيام وأنصاف محاور نصف رئيسية \(r_\mathrm{orb}=0.016,0.022,0.028\) au، أي ما يعادل \(21.9,30.1,38.3\,R_\ast\) (Stock2020). لم تُرصد عبورات كوكبية للنظام، لذا لم يُقاس نصف قطرها فعليًا، لكن تُقدر أنصاف أنصاف أقطارها بـ\(R_\mathrm b=0.93\)، \(R_\mathrm c=1.05\) و\(R_\mathrm d=1.04\,R_\oplus\) باستخدام علاقة كتلة–نصف قطر تجريبية (Stock2020).
يصنف يز سِيتِي نجماً متوسطًا من النوع M ومغناطيسي الانفجارات. النجوم من هذا النوع الطيفي تميل إلى امتلاك طوبولوجيا ثنائية القطب قوية بمقدار كيلوغاوس (Kochukhov2017). يز سِيتِي بطيء الدوران بفترة \(P_\mathrm{rot}=68\) يومًا (Stock2020) وعمر ~3.8 Gyr (Engle2017)، ومؤشر نشاطه القائم على خطوط إشعاع Ca II H&K هو \(\log R^{'}_\mathrm{HK}=-4.87\) (Henry1996)، ما يدل على نشاط منخفض.

حدد انبعاثه الإكليلي بالأشعة السينية عبر قياسين من ROSAT بأن \(L_X\approx10^{27.1}\,\mathrm{erg\,s^{-1}}\)، مماثل للقيمة الشمسية (\(L_{X\odot}\approx10^{26.8}\)–\(10^{27.3}\,\mathrm{erg\,s^{-1}}\); Judge2003). من علاقة غوديل–بِنز (Guedel1993) بين السطوع السيني والراديوي (L_X≈L_r,ν×10^{15.5})، نقدر السطوع الراديوي الأساسي لـيز سِيتِي بـ\(L_r\approx10^{11.6}\,\mathrm{erg\,s^{-1}Hz^{-1}}\). بافتراض مسافة 3.71 pc، ينتج كثافة تدفق ~25 µJy. لوحظ يز سِيتِي عدة مرات عند 843–4880 MHz (Wendker1995, McLean2012) دون كشف.
أكد (Vidotto2019) أن يز سِيتِي b قد يُنتج انبعاثات راديوية قابلة للكشف عبر تفاعل الرياح النجمية مع مجاله المغناطيسي، لكنه عند ترددات ميغاهرتز. مؤخرًا¹، راقب (Pineda2023) يز سِيتِي باستخدام VLA عند 2–4 GHz في خمس جلسات بين نوفمبر 2019 وفبراير 2020. اكتُشف انفجاران متماسان عالي الاستقطاب الدائري، فُسّرا على أنهما انبعاثات ARE من SPI دون استبعاد احتمال النشاط المغناطيسي النجمي.