latex
نقدم هنا نتائج الدراسة للتقلبات الضوئية للقزم البني الشاب SST1624 (نوع طيفي تقريباً M7، \(M\sim 0.05\,M_{\odot}\))، المعروف بغلافه الغازي المتمدّد وفقدانه للكتلة شبه كروية. على مقاييس زمنية تتراوح من 1 إلى 6 ساعات، لم نر أي تقلب ضوئي، واستبعدنا وجود أي دورية بسعة تزيد عن \(>1\%\). يمكن أن تشير مثل هذه الدورية إلى النبض المدعوم باحتراق الديوتيريوم أو الدوران قرب سرعة الانفصال. ومع ذلك، لاحظنا انخفاضاً في سطوعه بحوالي 3% في النطاق K بين ليلتين متتاليتين (بقوة إحصائية ≃10\(\sigma\)). كما نلحظ دليلاً واضحاً على تقلبات في منحنيات الضوء من WISE عند 3.6 و4.5\(\,\mu m\) على مدى عدة أيام، مع فترة محتملة تبلغ نحو 6 أيام، بالإضافة إلى تغيّرات طويلة الأمد تمتد لسنوات. يُعزى أفضل تفسير للتقلبات اليومية إلى تأثير البقع السطحية المرافقة للدوران. تعزز هذه النتائج السيناريو القائل بالنبض الحراري نتيجة احتراق الديوتيريوم كآلية مفضلة لفقدان الكتلة مقارنةً بالرياح الطاردة المركزية الناتجة عن الدوران السريع.
لقد أثبتت المراقبة الضوئية جدواها في دراسة الأقزام البنية. في المراحل المبكرة، تظهر هذه الأجسام ما دون نجمية تقلبات ضوئية ناجمة عن النشاط المغناطيسي، وتراكم المادة، والقرص المحيط، شبيهة بتقلبات نجوم T Tauri (scholz2009, moore2019). أما الأقزام البنية المتطورة، فتشير التقلبات إلى وجود سحب جوية متغيرة (metchev2015). سهلت دراسات التقلبات قياس فترات الدوران كمؤشر للعمر (bouvier2014)، وتقييد خصائص الغلاف الجوي وعمليات التطور الأولية.
تشير الملاحظات على مدى عقدين إلى أن الأقزام البنية الصغيرة تظهر فترات دوران تتراوح من ساعات إلى أيام، بينما عادةً ما تقل فترات الأقزام الأكبر سنًا عن يوم (moore2019, vos2022). في السن المبكرة، يقترب أقصر مدى مقاس للفترة من حد سرعة الانفصال، حيث تتوازن القوة الطاردة والجاذبية عند خط استواء الجسم. وقد رُصد دوران بالقرب من هذا الحد في عدة دراسات (zapatero2003, caballero2004, scholz2005, rodriguez2009). ولهذا الدوران السريع تأثير كبير على البنية الداخلية وتطور الجسم (yoshida2023).
يمكن حساب سرعة الانفصال كما في \(v=\sqrt{2GM/3R}\) (porter1996)، حيث يأخذ العامل \(2/3\) في الحسبان انبساط الجسم عند الانفصال. يقابل ذلك تقريباً \(P=0.14205 \times R^{1.5} / M^{0.5}\). للأعمار 1–5 Myr والكتل دون النجمية، تكون فترات الانفصال أكبر من 5 h (الشكل [fig:rotpuls]). مع تقدم العمر وانكماش الجسم، تزداد سرعة الانفصال أسرع من تغير فترة الدوران المفترض تحت حفظ الزخم الزاوي، فيبقى الجسم دون الانفصال حتى لسنوات الحقل (tannock2021).
من ناحية أخرى، يمكن أن ينبض القزم البني حين يبدأ احتراق الديوتيريوم في سنواته الأولى، مما يؤدي إلى تغيرات ضوئية حادة (salpeter1992)، مع أوضاع أساسية بفترات 1–5 h (palla2005) أو 4.2–5.2 h لكتل 0.1 M⊙ (lopez2012). إلا أن البحث الرصدي الذي بلغ دقة مليماغ ظل حتى الآن خالياً من اكتشاف دوريات (cody2014). وحتى الآن يُعزى معظم التقلب الدوري إلى بقع سطحية مغناطيسية أثناء الدوران. لو تأكدت النبضات، لفتحت آفاقاً جديدة لدراسة المراحل الانكماشية للأقزام البنية.
SSTc2d J163134.1-240100 (لاحقًا SST1624) قزم بني في عنقود أوفيوخوس النجمي، اكتُشف أولاً في مسح ’النوى إلى الأقراص’ بواسطة Spitzer (evans2009) كجسم شاب خافت ومُحجَبًا. أظهرت ملاحظات ALMA (برنامج ODISEA, cieza2019) غلافاً مفلطحاً بقطر 200–300 AU وحركيات قذيفة متمددة (ruiz2022) دون استمرار مليمترية.
بعد تصحيح الانقراض، يظهر الطيف في نطاق الأشعة تحت الحمراء غلافاً جوياً بلا قرص مرئي، وهو أمر نادر—فالقزم البني الشاب المكتشف في CO عادةً ما يكون مصحوباً بقرص (ricci2014) بينما تولّد الأقزام البنية المليمترية آلاف الاكتشافات (testi2016, sanchis2020). لذلك يبدو هذا المصدر فريداً ويستدعي متابعة دقيقة.
استُبعدت تفسيرات مثل نجم خلفي من نوع AGB أو نواة جزيئية منهارة بناءً على طيف KMOS (ruiz2022). يعزز المصدر انتماءه إلى سكان عنقود أوفيوخوس (~2 Myr)، وكتلته ~0.05 M⊙، مع نوع طيفي متأخر M وانقراض ~42 mag. تُفسر القذيفة الغازية بفقدان كتلة شبه كروية قوي (عمر حركي ~10^4 سنة وكتلة ~1.5 M⊕)، مع حد أعلى لـ 4σ لكتلة غبار <1 M⊕.
اقترح (ruiz2022) أن فقدان الكتلة قد ينجم عن نبضات حرارية في بداية احتراق الديوتيريوم، شبيهة بتلك في نجوم AGB (kerschbaum2017). بديل آخر هو الرياح الطاردة المركزية الناتجة عن دوران سريع قرب الانفصال، مفضية أولاً إلى قرص decretion ثم إلى هيكل شبه كروي (scholz2005, porter1996).
كما أشير في القسم [sec:intro]، قد تميّز المراقبة الضوئية بين النبض والفترة المرتبطة بالدوران السريع. لذا تشكل دراسة التقلبات الضوئية في SST1624 اختباراً واعداً لأصل القذيفة—وهو هدف هذه الورقة.
يشير (ruiz2022) إلى سيناريو ابتلاع رفيق كوكبي، لكنه أقل احتمالاً ولا يُنتج تغييراً ضوئياً دوريًا، لذا لن ندرسه هنا.
راقبنا SST1624 ليلتي 27 و28 مايو 2023 باستخدام تلسكوب ESO/NTT وكاميرا الأشعة تحت الحمراء SOFI (اقتراح 111.24GN). في كل ليلة تابعنا الهدف 5–6 ساعات بمرشح \(K_S\)، زمن تكامل DIT=20 ثانية وعدد تكاملات NDIT=5 أو 10 مع تحريكات عشوائية. شملت معالجة البيانات تصحيح التداخل المتبادل والتسطيح وطرح السماء وتصحيح البكسلات التالفة، وجمع التعرضات للوصول إلى زمن إجمالي ثابت 200 ثانية للإطار. قياسات الفتحة أُجريت عبر photutils (bradley2023) بفتحة 10 بكسلات (~2–3 FWHM)، مع طرح الخلفية من حلقة حول المصدر.
أظهر المنحنى الضوئي الخام تقلبات نتيجة لتغيرات كتلة الهواء. صححنا ذلك بمتوسط منحنيات أربعة نجوم مقارنة أكثر سطوعاً، ثم طرحنا المتوسط من منحنى الهدف. في الشكل [fig:kband] يبرز المنحنى النهائي لكل ليلة. بتغير اختيار النجوم المقارنة تأكدنا من ثبات النتيجة. قدر SST1624 في نطاق K هو \(14.08\pm0.05\) (2MASS)، متوافقًا مع 14.06.
استخرجنا منحنيات الضوء من ALLWISE (23 حقبة خلال 200 d بدءاً من MJD 55254، cutri2021) وNEOWISE-R (214 كشفاً حتى يونيو 2023 عبر ~3000 d، mainzer2014). كلا المسارين يغطيان النطاقين W1 (3.6 μm) وW2 (4.5 μm). تنتهي بيانات NEOWISE-R في MJD 59803 (ديسمبر 2022)، وقريباً ستتاح المزيد منها.
يبدو منحنى SOFI ثابتًا حول المتوسط بدون أنماط دورية واضحة (انحراف معياري ~1.5–1.6%). بتناسب بيانات كل ليلة مع خط انحدار، وجدنا انحداراً متوافقاً مع الصفر خلال نافذة 6 h. ومع ذلك، يظهر بين الليلتين اختلاف في المتوسط (~3% بخفوت، 10σ)، مما يشير إلى تقلب فعلي في المصدر. هذا الخفوت، مع ميل الانحدار المحتمل، قد يتفق مع نمط جيبي لفترة من أيام.
طبقنا اختبار Max-F لاختبار الدورية في مدى 0.1–6 h بخطوات 0.05 h، مطروحاً منحنيات جيبية بسعات 5–100% وخطوات طور 0.01. المقياس \(F=\sigma^2/\sigma_{P,i}^2\) يقيس فرق التباينات قبل وبعد الطرح. لليلة الأولى كان أقصى \(F\)=1.16 عند 3.0 h، وللثانية 1.22 عند فترات <1 h (للأطول 1.03). هذه القيم لا تدل على دورية ذات دلالة (>1.5 للرفض عند 5%).
بعد حقن دوريات بسعات 0.01 mag و1–5 h، استعاد الاختبار قيعان واضحة بـ \(F\sim1.3\) عند الفترة المحقونة، مما يؤكد أن الاختبار قادر على اكتشاف دوريات كهذه لو وُجدت.
في ALLWISE وNEOWISE-R تبدو تقلبات W1 وW2 كبيرة على مقياسٍ يومي (سعة قمة-قمة 0.1–0.3 mag مقابل خطأ ضوئي ~0.03 mag). عبر أكثر من 12 عاماً يظهر السطوع مستقراً نسبياً ضمن حدود هذه التقلبات القصوى.
تتألف NEOWISE-R من 18 مجموعة بيانات يومية فصلها ~180 d. هذا المسار أقل حساسية للتقلبات قصيرة الأمد (<6 h) لكنه يسلط الضوء على تقلبات تمتد لأيام وسنوات.
طبقنا اختبار Max-F للفترات 1–10 d على كامل NEOWISE-R، فجاء \(F\)_max=1.08 في W1 و1.14 في W2 عند 6 d. بإجراء الاختبار على النصف الأول فقط، ارتفعت الذرى عند 3.5، 4.0، 5.9، 6.1 d بـ \(F>1.25\)، وفي W2 عند P=6.0 d بـ \(F\sim1.25\). هذه القيم تقلل التباين إلى ~80%، لكن الاحتمال الخاطئ يصل إلى ~12%.
لحساب المقاييس الزمنية، رسمنا فروق القدر ΔM مقابل Δt لكل زوج نقاط. أظهر التحليل أن متوسط |ΔM|≈0.04–0.05 mag عند Δt ساعات إلى أيام، يتجاوز الخطأ الضوئي البالغ 0.03 mag، مما يؤكد أن معظم التقلبات تحدث على مدى أيام. يزداد المتوسط تدريجياً إلى 0.07–0.10 mag حتى Δt∼1000 d ثم يستقر، مما يشير إلى تقلبات طويلة الأمد تمتد لسنوات.
يمثّل SST1624 قزماً بنياً فريداً بفقدان كتلة شبه كروية. الآليتان المحتملتان هما النبض الحراري لاحتراق الديوتيريوم أو الرياح الطاردة المركزية من دوران سريع. كلاهما يتوقع تقلبات ضوئية دورية.
جاءت المنحنيات الجديدة في K وأرشيف WISE دليلاً واضحاً على تقلبات بفترات تزيد على 6 h وحتى أيام عند 2–4.5 μm، واستبعاد وجود دوريات قصيرة (≤6 h) بسعة >1%. حُددت فترة محتملة ≃6 d في النصف الأول من NEOWISE-R عند 3.6 و4.5 μm، وقد تظهر تقلبات إضافية تمتد لسنوات.
يرجح تفسير التقلبات اليومية بدوران الجسم مع بقع سطحية مغناطيسية، مما يضع فترة الدوران ضمن أيام معدودة، وهي ضمن نطاق فترات الأقزام البنية الشابة (scholz2005, moore2019). أُضعفت حساسية اكتشاف الفترة في البيانات الكاملة بسبب تشتت النقاط وفواصل 6 أشهر في WISE؛ لذا يلزم رصد مستمر لمدة أسبوع على الأقل لتأكيد فترة ~6 d بوضوح.
التفسير البديل بتعتيم غباري غير مستبعد نظرياً (scholz2009)، لكنه غير مرجح لغياب فائض تحت الأحمر وعدم اكتشاف استمرارية مليمترية.
فيما يخص الميزة الفريدة بفقدان الكتلة، إن عدم وجود دوريات قصيرة يحسم عدم دوران القزم قرب سرعة الانفصال. وجود تقلبات بأيام يزيد من دعم سيناريو النبض الحراري لاحتراق الديوتيريوم، كما رجّح ruiz2022. غياب نبضات بسعة >1% قد يعني توقف النبض بعد انتهاء القشرة أو حدوثه بسعات أصغر، كما في الأقزام M النابضة (rodriguez2016, rodriguez2019).
يوصي هذا العمل بمزيد من المراقبة الزمنية للتحقق من فترة الدوران وبحث أدق عن نبضات. قزم بني مثل هذا يوفر فرصة نادرة لاستقصاء المرحلة الانكماشية وفقدان الكتلة بفعل الديوتيريوم، وهو أمر مؤثر على دالة الكتلة وتطور الزخم الزاوي للأجسام دون النجمية.
نشكر فريق ESO في NTT على الدعم، ونشير إلى استفادتنا من منتجات مسح WISE المدعومة من NASA.