latex
تستعرض هذه الورقة خصائص النجوم فائقة السرعة وعلاقتها بمركز المجرة.
النجوم فائقة السرعة هي نجوم تتحرك بسرعات عالية جدًّا، بحيث يمكنها مغادرة المجرة. تم اكتشاف هذه النجوم لأول مرة على يد Brown عام 2005. يُعتقد أنها تنشأ من مركز المجرة، حيث تتأثر بقوى جاذبية هائلة.
تفترض النظرية السائدة أن النجوم فائقة السرعة تتسارع بفعل قوى الجاذبية الناتجة عن الثقوب السوداء الضخمة في مركز المجرة، وهذه القوى قادرة على رفع سرعاتها إلى مستويات هائلة.
رُصدت النجوم فائقة السرعة باستخدام تقنيات متقدمة في علم الفلك، وقد ساعدت هذه الرصدات في تأكيد النظريات المتعلقة بأصلها وآليات تسارعها.
تقدم النجوم فائقة السرعة فهماً عميقاً للعمليات الجارية في مركز المجرة وتأثير الثقوب السوداء الضخمة على محيطها. تستمر الأبحاث في هذا المجال لكشف المزيد من الأسرار حول هذه الظواهر الفلكية المثيرة.
قد يؤدي الثقب الأسود الضخم (MBH) إلى طرد النجوم من المجرة. (hills88) صاغ مصطلح "النجم فائق السرعة" (يُشار إليه فيما بعد بـ HVS) لوصف نجم يُقذف بسرعة تقارب 1000 كم/ث نتيجة تفاعل ثلاثي الأجسام مع ثقب أسود ضخم. إن النجوم فائقة السرعة هي نتيجة طبيعية لوجود الثقوب السوداء الضخمة في أي مجرة (sherwin08)، ولكن النجوم فائقة السرعة التي نلاحظها هي تلك التي تُقذف من مجرتنا.
(yu03) يتنبأ بأن Sgr A\(^*\) يقذف نجماً فائقة السرعة كل \(\sim10^5\) سنة. وبالتالي، فإن النجوم فائقة السرعة نادرة: من بين \(10^{11}\) نجوم في المجرة، يوجد فقط \(\sim10^3\) نجوم فائقة السرعة ضمن 100 كيلوبارسك من درب التبانة. ومع ذلك، من المثير جدًا العثور على هذه النجوم لأنها توفر قيودًا فريدة على طبيعة وبيئة الثقب الأسود الضخم المركزي.
في عام 2005، أبلغنا عن اكتشاف أول نجم فائق السرعة: نجم من التسلسل الرئيسي بكتلة 3 M\(_{\sun}\) يسافر بسرعة إطار راحة المجرة لا تقل عن \(+709\pm12\) كم/ث، وهي أكثر من ضعفي سرعة هروب درب التبانة عند مسافة 110 كيلوبارسك (brown05). لا يمكن تفسير هذه السرعة بالتفاعلات النجمية العادية، إذ يحد تفكك الثنائيات من سرعة القذف عند نحو \(\sim300\) كم/ث لنجوم بكتلة 3 M\(_{\sun}\) (blaauw61, poveda67, leonard88, leonard90, leonard91, leonard93, tauris98, portegies00, davies02, gualandris05). وبالتالي، يتطلب وجود جسم ضخم ومكثف لتسريع نجم بكتلة 3 M\(_{\sun}\) إلى هذه السرعة.
هناك أدلة قاطعة على وجود ثقب أسود ضخم بكتلة تقارب \(4\times10^6\) M\(_{\sun}\) في البيئة النجمية الكثيفة لمركز المجرة (schodel03, ghez05). آلية تبادل الأجسام الثلاثة التي قد تفسر النجوم S التي تدور حول الثقب الأسود الضخم (gould03b) هي ذاتها الآلية التي قد تقذف النجوم فائقة السرعة (hills88). وفي هذا السياق، تُعد نجوم S الرفقاء السابقين للنجوم فائقة السرعة (ginsburg06, ginsburg07). ومن المثير للاهتمام أن نجوم S هي نجوم من التسلسل الرئيسي من النوع B (ghez03, eisenhauer05, martins08)، تمامًا مثل النجوم فائقة السرعة الموصوفة أدناه.
في القسم 2 نعرّف النجوم فائقة السرعة في سياق النجوم غير المقيدة، ونناقش سبل تكوينها. في القسم 3 نسلط الضوء على الاكتشافات الأخيرة ونناقش طبيعة هذه النجوم. في القسم 4 نستكشف الروابط بين النجوم فائقة السرعة ومركز المجرة، ونختم في القسم 5.
على غرار (hills88)، نعرف النجوم فائقة السرعة بالمقاييس التالية: 1) منشؤها من الثقب الأسود الضخم، و2) سرعتها غير مقيدة. يتحرك النجم المطروح من درب التبانة في مسار شبه شعاعي؛ فالنجم على بُعد 50 كيلوبارسك يظهر حركة صحيحة سنوية بمقدار بضعة أجزاء من الميلي ثانية قوسية (gnedin05). وبذلك، تشكل السرعة الشعاعية الجزء الأكبر من حركة الفضاء للنجم. ومع ذلك، يتطلب تحديد ما إذا كان النجم غير مقيد معرفة موقعه الفعلي في المجرة.
لسوء الحظ، لا تزال الجاذبية المجرية غير محددة جيدًا عند مسافات تزيد عن 50 كيلوبارسك. يناقش (kenyon08) نموذجًا للجاذبية يتناسب مع توزيع كتلة درب التبانة من 5 إلى 10^5 بارسك. ونظرًا لأن هذا النموذج لا يعطي سرعة هروب رسمية، فإنه يعرف النجوم غير المقيدة بأنها تلك التي تمتاز بـ \(v_{rf}>200\) كم/ث عند \(R=150\) كيلوبارسك، مما يعطي سرعة هروب تبلغ 360 كم/ث عند 50 كيلوبارسك و260 كم/ث عند 100 كيلوبارسك. من جهة أخرى، يناسب (xue08) نموذج جاذبية الهالة استنادًا إلى تشتت سرعة 2466 من نجوم BHB بين 5 و60 كيلوبارسك، فينتج عن ذلك سرعة هروب مقدارها 290 كم/ث عند 50 كيلوبارسك و190 كم/ث عند 100 كيلوبارسك.
ليست كل النجوم غير المقيدة نجومًا هاربة عالية السرعة. على سبيل المثال، تُفسَّر النجوم النابضة سريعة الحركة بفعل دفعات السوبرنوفا (arzoumanian02). ويُعد النجم HD 271791 أول مثال على "نجم هارب فائق" غير مقيد أُطلق من القرص الخارجي باتجاه دوران المجرة عندما انفجر رفيقه الثنائي السابق الذي كان يبلغ 55 M\(_{\sun}\) كسوبرنوفا (heber08, przybilla08c). وتسمى الأجسام المطرودة بهذه الطريقة تقليديًا النجوم الهاربة (blaauw61)، ويشمل المصطلح النجوم التي تُقذف ديناميكيًا من تفاعلات ثنائية–ثنائية (poveda67).
تحدد خصائص الثنائيات الفيزيائية الحد الأقصى للسرعة عند التفكك، وهو سرعة المدار الثنائي التي تزيد مع كتلة النجوم. ومن الناحية العملية، يصعب تحقيق هذه السرعات القصوى؛ لأن الثنائيات الضيقة جدًا تندمج سريعًا بفعل خسارة الطاقة بالتبدد المدّي وتيارات المد والجزر (vanbeveren98). ورغم أنه من الممكن الخلط بين النجم الهارب الفائق والنجم الهارب عالي السرعة عند غياب القياسات المتكاملة، نقدر أن النجوم الهاربة عالية السرعة بكتلة ~3 M\(_{\odot}\) القادمة من مركز المجرة أكثر شيوعًا بحوالي 100 مرة من النجوم الهاربة الفائقة ذات الكتلة نفسها (brown08c). وتظل النجوم الهاربة الفائقة نادرة بسبب قلة النجوم الضخمة والحاجة لتجنب اندماج الثنائيات الضيقة السابقة.
تحقق النجوم فائقة السرعة سرعاتها العالية لأن طاقة الجاذبية الكامنة للثقب الأسود الضخم تتجاوز بكثير طاقة ربط الثنائي النجمي. في آلية هيلز، تؤدي قوى المد والجزر التي يمارسها الثقب الأسود الضخم على ثنائي نجمي عابر إلى تفكيكه؛ فيُؤسر أحد النجوم في مدارٍ غريب حول الثقب، بينما يُقذف النجم الآخر بسرعة نهائية تقارب الجذر المتوسط لسرعة السقوط (~10000 كم/ث؛ لاحظ أن سرعة الحضيض للنجم S0-16 بلغت ~12000 كم/ث ghez05) بالإضافة إلى سرعة المدار الثنائي (~100 كم/ث). يسافر النجم بسرعة ~1000 كم/ث عند 1 وحدة فلكية، فيغادر المجرة عند 100 كيلوبارسك بسرعة ~400–500 كم/ث (kenyon08).
طور (yu03) تحليل هيلز ليشمل حالة ثقب أسود ثنائي ضخم. ورغم استبعاد وجود ثقب أسود ثنائي بكتلة متساوية في مركز المجرة (reid04), يتكهن النظريون بأن تجمعات النجوم الكبيرة هناك قد تشكل ثقوبًا سوداء متوسطة الكتلة (IMBHs). إن وُجدت، فقد يجد الاحتكاك الديناميكي هذه الثقوب في النهاية نحو الثقب المركزي، فتقذف نجومًا فائقة السرعة على طريقها.
تتيح خصائص النجوم فائقة السرعة تمييز آليات الإطلاق بين الثقب الأسود الفردي والثنائي:
توزيع السرعات. تعتمد سرعة الإطلاق على كتلة الثنائي النجمي ~\((m_1+m_2)^{1/3}\) للثقب الفردي (hills88)، في حين لا تظهر هذه الاعتمادية للثقب الثنائي (sesana07b).
معدل الإطلاق. يمتلك الثقب الثنائي مقطعًا عرضيًا أكبر وقد يطلق نجومًا فائقة السرعة بمعدل يقارب 10 أضعاف مقارنة بالثقب الفردي (yu03).
التوزيع المكاني. يميل الثقب الثنائي لإطلاق النجوم فائقة السرعة في مستوى مداره، ما يكوّن حلقة حول السماء (gualandris05, levin06, sesana06, merritt06).
التوزيع الزمني. مع تصلب الثقب الثنائي ثم اندماجه، ينتج انفجار مميز من النجوم فائقة السرعة على مدى ~10^7 سنوات، تزداد فيه سرعتها بمرور الزمن (baumgardt06, sesana06, sesana07).
توزيع الدوران. يجب أن تكون النجوم فائقة السرعة التي يطلقها الثقب الفردي بطيئة الدوران نتيجة التزامن المدّي في الثنائيات (hansen07)، في حين يدور المنطلق منها بواسطة الثقب الثنائي بسرعة أعلى (lockmann08).
قد تطلق النجوم فائقة السرعة أيضًا بواسطة تفاعلات ثلاثية بين نجومٍ فردية وثقوب سوداء ذات كتلة نجمية مكتظة حول الثقب المركزي (oleary08). تتنبأ هذه الآلية بأن النجوم الأقل كتلة ستبلغ سرعات أعلى، على عكس آلية هيلز.
إحدى التطبيقات النظرية المثيرة للاهتمام لهذه النجوم هي استخدامها كمجسات لقياس توزيع المادة المظلمة في المجرة (gnedin05, yu07, wu08). تقدم نماذج المادة المظلمة تنبؤات حول تباين هالة المادة المظلمة. وأي انحراف في مسار نجم فائق السرعة عن المركز يقيس هذا التباين. بخلاف تيارات المد والجزر، تخترق هذه النجوم الإمكانية المجرية لمسافات بعيدة جدًا. وقد اقترح (kenyon08) أن النجوم فائقة السرعة قد تكون أكثر حساسية للبروزات في الهالة، كما أن النزوح الناتج يتطلب سرعة إطلاق تقارب 800 كم/ث للوصول إلى 1 ميغابارسك.
تم التعرف على عددٍ كبيرٍ من النجوم السريعة غير المقيدة في السنوات الثلاث الماضية. بعد اكتشاف النجم السريع الأول (brown05)، أفاد (hirsch05) بوجود نجم غني بالهيليوم يغادر المجرة بسرعة إطار الراحة الأدنى \(+717\) كم/ث. كما أبلغ (edelmann05) عن نجم B من التسلسل الرئيسي بكتلة \(9\) M\(_{\sun}\) وسرعة إطار الراحة المجرية الأدنى \(+548\) كم/ث، ربما أُطلق من السحابة الكبيرة الماجلانية.
صمم براون وآخرون مسحًا مستهدفًا للنجوم السريعة، فكشفوا \(13\)–\(17\) نجوم سريعة جديدة، بالإضافة إلى أدلة على عددٍ مماثل من النجوم السريعة المقيدة التي أُطلقت بنفس الآلية (brown06, brown06b, brown07a, brown07b, brown08c). باختصار، يستخدم مسحنا بيانات سلووان الفوتوغرافية لاختيار مرشحي النجوم السريعة بألوان النجوم B المتأخرة، وهي تتوافق أعمارها مع أوقات السفر من مركز المجرة لكنها ليست جزءًا متوقعًا من تعداد هالة المجرة. نسلط أدناه الضوء على أحدث نتائجنا.
تُظهر البيانات، مصححةً إلى إطار الراحة المجرية (brown06b), توزيع سرعات النجوم B في مسحنا. يغطي المسح 7300 درجة مربعة من السماء بكثافة سطحية حوالي 0.1 نجم لكل درجة مربعة. لدى 731 نجماً \(|v_{rf}|<275\) كم/ث متوسط \(-1\pm4\) كم/ث وانحراف معياري \(+106\pm5\) كم/ث، متوافقين مع توزيع الهالة النجمية.
نلاحظ 26 نجماً بسرعة \(v_{rf}>275\) كم/ث ونجمتين فقط بسرعة \(v_{rf}< -275\) كم/ث. سرعة هروب درب التبانة عند 50 كيلوبارسك تقارب 350 كم/ث، لذا فإن النجوم 12 بسرعة \(v_{rf}>400\) كم/ث هي فعليًا غير مقيدة (انظر الشكل [fig:travel]). إذا استبعدنا هذه 12 نجماً، فالاحتمال الإحصائي لاختيار 14 نجماً بسرعات بين 275 و400 كم/ث من ذيل توزيع غاوسي بأهمية أقل من 10-5، مما يدل على وجود زيادة مهمة عند مستوى 4-σ.
تشير سرعة الطرف الموجب إلى وجود تجمع محتمل من النجوم السريعة المقيدة (brown07a, brown07b). وتنبئ محاكاة آلية هيلز بوجود أعداد متقاربة من النجوم السريعة المقيدة وغير المقيدة عند \(v_{rf}>+275\) كم/ث في حجم مسحنا (bromley06). وقد وجدنا بالفعل 14 نجمًا غير مقيد و12 نجمًا محتملًا مقيدًا، متوافقين مع توقعات النموذج.
يُظهر غياب النجوم ذات السرعات السالبة القريبة من \(-300\) كم/ث أن النجوم السريعة جدًا قصيرة العمر (brown07b, kollmeier07, yu07). لو أن هذه النجوم في التسلسل الرئيسي تجاوز عمرها ~1 مليار سنة لرأيناها تعود إلى المجرة، خلاف ما نلاحظه. وبالنظر إلى اختيار اللون في مسحنا، يجب أن تكون هذه النجوم من النوع B وبكتل ~3–4 M\(_{\odot}\).
أكدت الملاحظات التالية أن أربعة من هذه النجوم في المسلسل الرئيسي: النجم السريع جدًا 1 هو متغير B بطيء النبض (fuentes06), النجم السريع جدًا 3 من النوع B بكتلة 9 M\(_{\sun}\) (bonanos08, przybilla08), النجم السريع جدًا 7 من النوع Bp بكتلة 3.7 M\(_{\sun}\) (przybilla08b), والنجم السريع جدًا 8 نجم B سريع الدوران (lopezmorales08).
تحديد هذه النجوم كنجوم تسلسل رئيسي يتناقض مع نجوم الهالة في مسحنا، التي على الأرجح متطورة بكتل ~0.6–1 M\(_{\sun}\) على الفرع الأفقي الأزرق. وإن وُجدت مثل هذه النجوم، فستفتح الباب لدراسة النجوم السريعة جدًا ذات الكتلة المنخفضة.
من المثير للاهتمام أن النجم السريع جدًا 12 كان مصنفًا سابقًا على الفرع الأفقي الأزرق في عينات (sirko04a) و(xue08). وتوافق وجود \(1\pm1\) نجم على الفرع الأفقي الأزرق بين 14 نجماً سريعًا جدًا مع تنبؤات النماذج (kenyon08). كما تُظهر بيانات عينات sirko04a وxue08 نسبة تخفيف عالية من نجوم هالة المجرة.
حظي النجم HVS3، الأقرب إلى السحابة الكبيرة الماجلانية في السماء، باهتمامٍ واسع. وهو نجم B بكتلة 9 M\(_{\sun}\) وبنصف وفرة شمسية، مطابقة لوفرة السحابة الكبيرة الماجلانية (bonanos08, przybilla08). ومع ذلك، قد لا تكون الوفرة دليلاً قاطعًا على المنشأ، إذ تظهر نجوم A وB تشتتًا في الوفرة ضمن المجموعة بسبب الترسيب الجاذبي والرفع الإشعاعي (varenne99, monier05, fossati07, gebran08a, gebran08b). وبما أن عمر HVS3 البالغ 18 مليون سنة أقصر بكثير من زمن سفره من المركز، فقد يمثل أول دليل على ثقب أسود هائل في السحابة الكبيرة الماجلانية (edelmann05).
يتطلب إطلاق HVS3 من المجرة سرعة تقارب 1000 كم/ث (przybilla08), وهي سرعة يمكن أن تنتج عن تفاعلات ثلاثية مع ثقب أسود متوسط الكتلة ضمن عنقود نجمي (gualandris07, gvaramadze08). لكن (perets08b) يُبين أن معدل الإطلاق للنجوم بكتلة 9 M\(_{\sun}\) صغير جدًا بحيث لا يدعم هذا الشرح. البديل هو أن HVS3 نجم متأخر اللون، أُطلق بواسطة الثقب الأسود الهائل لمجرة درب التبانة. يجادل البعض بأن ثقبًا أسودًا واحدًا أو ثنائيًا يمكنه قذف ثنائي مدمج كنجم سريع الحركة (lu07, perets08b), وتطور هذا الثنائي قد يفسر طبيعة HVS3 (perets08b). وسيحدد قياس الحركة الصحيحة بواسطة هابل منشأ HVS3.
إذا كان Sgr A\(^*\) يقذف نجومًا فائقة السرعة باستمرار، فإن كثافة هذه النجوم تتناقص عكسيًا مع مربع المسافة \(R\) (أي \(\rho\propto R^{-2}\)) (brown06, kollmeier07, kenyon08). وحجم المسح المقيد بالقدر الظاهري يتناسب مع \(R^3\)، فينتج توزيعًا تراكمياً خطيًا (brown07b).
إحصائيًا، تدعم البيانات سيناريو القذف المستمر دون حاجة لحدث واحد ضخم. لا توجد دلائل على أن عنقود نجمي أو ثقب متوسط الكتلة اقترب من المركز في الـ 200 مليون سنة الماضية لتوليد دفعة كبيرة. ومع ذلك، لا نستطيع استبعاد أن الخمس نجوم فائقة السرعة التي تزامن زمن سفرها مع ~120 مليون سنة قد قُذفوا دفعة واحدة، رغم أن سرعاتهم الأقل في أوقات سفر أقصر لا تتوافق مع طرد من ثقب متوسط الكتلة متسلل.
تغادر النجوم فائقة السرعة المجرة في نحو 100 مليون سنة، فتعكس بذلك التجمع النجمي الحالي قرب Sgr A*. نظريًا، يمكننا تقييد دالة كتلة النجوم المنطلقة عبر دمج توقعات المعدلات مع الملاحظات. فإذا اعتبرنا أن نجمة سريعة السرعة بسرعة 500 كم/ث تقطع 100 كيلوبارسك في 200 مليون سنة، فمعدل (yu03) يوحي بوجود ~2000 نجم سريع السرعة من جميع الأنواع حتى عمق 100 كيلوبارسك. يغطي مسحنا ذلك العمق على 1/6 من السماء، ومنه نستنتج وجود ~\(96\pm20\) نجمة غير مقيدة بكتلة 3–4 M\(_{\sun}\) ضمن 100 كيلوبارسك (brown07b). تَسفر دالة كتلة سالبيتر (salpeter55) من 0.2 إلى 100 M\(_{\sun}\)، ومع المعايرة إلى 2000 نجم، تتضمن حوالي 20 نجمًا بين 3 و4 M\(_{\sun}\).
يحاجج (perets07) بأن تشوّش السحب الجزيئية العملاقة يفعل "صندوق الخسارة" لـ Sgr A* بمعدل أعلى بعشر مرات من التشتت ثنائي الجسم، ممّا يرفع عدد النجوم فائقة السرعة المتوقعة إلى نحو 200، وهو أقرب للملاحظات.
تعتمد احتمالية كشف النجوم فائقة السرعة منخفضة الكتلة بشكل حاد على دالة الكتلة. إذا قذف Sgr A* النجوم وفق دالة كتلة نجمية مائلة للكتل العليا، يكون هناك نجمة F فائقة السرعة غير مقيدة لكل 50 درجة مربعة (kollmeier07). أما دالة سالبيتر فتتنبأ بنجمة واحدة لكل 500 درجة مربعة (brown07b). وبالتالي، تتيح نسبة النجوم العالية إلى المنخفضة الكتلة قياسًا حساسًا لدالة الكتلة قرب Sgr A*.
ترتبط النجوم فائقة السرعة أيضًا بخصائص الأنظمة الثنائية. في القرص تقريبًا جميع نجوم O وB ثنائية، وتشكّل التوائم المتساوية الكتلة نحو الثلث منها (kobulnicky07). سيكون من المثير معرفة نسبة الثنائيات قرب المركز، وخصوصًا نجوم S التي تدور حول Sgr A\(^*\).
إذا كانت هذه النجوم ناتجة عن تفككٍ ثنائي، فإن رفقاءها السابقين يدخلون مدارات شديدة الاستطالة حول Sgr A (ginsburg06). وترتبط خصائص مدارات نجوم S بالنجوم فائقة السرعة التي تغادر اليوم. وتجدر الإشارة إلى أن النجوم الأقدم من 200 مليون سنة كانت موجودة عند اكتشاف هذه النجوم فائقة السرعة.
تمثل النجوم فائقة السرعة نموذجًا مهمًا لربط خصائصها بـ Sgr A\(^*\) وبيئة النجوم في المركز. ويمكن لعينة إحصائية منها أن توضح: 1) آلية القذف للثقب الأسود الضخم، 2) تاريخ سقوط النجوم على Sgr A\(^*\)، 3) نوعية النجوم المدارة حوله، و4) قياساً فريداً لإمكان المادية المظلمة. يبقى التحدي للمراقبين في اكتشاف نجوم جديدة ذات سرعات عالية وتعميق الربط بينها وبين مركز المجرة.
نُشرت هذه المقالة في نشرة مركز المجرة لشهر نوفمبر 2008 (http://www.aoc.nrao.edu/\(\sim\)gcnews/). أشكر مارغريت جيلر وسكوت كينيون على مساهماتهما الهامة في برنامج النجوم فائقة السرعة، وأقر بمساهمات بن بروملي ومايكل كورتز، وبالدعم المالي من مؤسسة سميثسونيان.