النُّجومِ فائِقَةِ السُّرعةِ ومَركَزِ المَجرَّة

Warren R. Brown

مُلَخَّص

تستعرض هذه الورقة خصائص النجومِ فائقةِ السُّرعة وعلاقتها بمركزِ المجرّة.

مُقَدِّمَة

النجومُ فائقةُ السُّرعة هي نجومٌ تتحرّك بسرعاتٍ عاليةٍ جدّاً بحيث يمكن أن تُغادِر المجرّة. تمّ اكتشاف هذه النجوم لأول مرّة بواسطة Brown في عام 2005. يُعتقَد أن منشأ أغلب هذه النجوم هو مركز المجرّة، حيث تتأثّر بقوى الجاذبية الشديدة الناشئة عن ثقبٍ أسود فائقِ الكتلة.

النَّظَرِيَّة

النظريةُ السائدة تقترح أن النجومَ فائقةَ السُّرعة تتسارع بفعل قوى الجاذبية القوية الناشئة عن الثقوب السوداء فائقة الكتلة الموجودة في مركز المجرّة. هذه القوى قادرةٌ على رفع سرعات بعض النجوم إلى مستوياتٍ عاليةٍ جدّاً.

المُلاحَظات

تمّ رصدُ النجومِ فائقةِ السُّرعة باستخدام تقنياتٍ فلكيةٍ متقدّمة، وقد ساعدت هذه الملاحظات في تأكيد النظريات المتعلّقة بأصول هذه النجوم وآليات قذفها وتسارعها.

الخاتِمَة

تُقدِّم النجومُ فائقةُ السُّرعة فهماً أعمق للعمليات الجارية في مركزِ المجرّة ولتأثير الثقوب السوداء فائقة الكتلة على الأجسامِ المحيطة بها. وما زالت الأبحاثُ مستمرّةً لكشف المزيد من الأسرار حول هذه الظواهر الفلكية المُثيرة.

مُقَدِّمَة

يُؤدّي وجودُ ثقبٍ أسود فائقِ الكتلة (MBH) بالضرورة إلى اجتثاثِ بعض النجوم من المجرّة. (hills88) صاغ مصطلح «النجم فائق السُّرعة» (يُشار إليه لاحقاً بـ HVS) لوصف نجمٍ يُقذَف بسرعةٍ تقارب 1000 كم/ث نتيجةَ تفاعلٍ ثلاثيّ الأجسام مع ثقبٍ أسود فائقِ الكتلة. النجومُ فائقةُ السُّرعة نتيجةٌ طبيعية لوجود الثقوب السوداء فائقة الكتلة في أيّ مجرّة (sherwin08)، ولكن النجوم فائقة السُّرعة التي نُلاحظها عمليّاً هي تلك التي تُقذَف من مجرّتنا.

(yu03) يتنبّأ بأن Sgr A^* يقذف نَجماً فائقَ السُّرعة كلَّ \sim10^5 سنة. وبالتالي، فإن النجومَ فائقةَ السُّرعة نادرة: من بين 10^{11} نجمٍ في المجرّة، يوجد فقط \sim10^3 نجم فائق السُّرعة ضمن 100 كيلوبارسك من دربِ التبانة. ومع ذلك، سيكون من المُثير جدّاً العثورُ على النجوم فائقة السُّرعة لأنها تُوفّر قيوداً فريدة على طبيعة وبيئة الثقبِ الأسود فائقِ الكتلة المركزي.

في عام 2005، أبلغنا عن اكتشاف أول نجمٍ فائقِ السُّرعة: نجمٌ من التسلسل الرئيسي بكتلة 3 M_{\odot} يتحرّك بسرعةٍ في إطارِ السكون المجرّي لا تقلّ عن +709\pm12 كم/ث، وهي أكثرُ من ضعفِ سرعةِ الهروب من دربِ التبانة عند مسافة النجم البالغة 110 كيلوبارسك (brown05). لا يمكن تفسيرُ هذا النجم عبر التفاعلات النجمية العاديّة: السرعةُ القصوى للقذف من آليات تفكّك الأنظمة الثنائية محدودةٌ بـ \sim300 كم/ث لنجومٍ بكتلة 3 M_{\odot} (blaauw61, poveda67, leonard88, leonard90, leonard91, leonard93, tauris98, portegies00, davies02, gualandris05). وبالتالي، يتطلّب تسريعُ نجمٍ بكتلة 3 M_{\odot} إلى سرعةٍ غيرِ مُقيَّدة وجودَ جِرمٍ شديدِ الكتلة ومُكثَّف.

هناك دلائلُ قاطعة على وجود ثقبٍ أسود فائقِ الكتلة بكتلةٍ تقارب 4\times10^6 M_{\odot} في البيئة النجمية الكثيفة لمركز المجرّة (schodel03, ghez05). آليةُ تبادل الشركاء في تلاقي ثلاثةِ أجسام، التي قد تُفسِّر نجوم S التي تدور حول الثقب الأسود فائقِ الكتلة (gould03b)، هي نفسُ الآلية التي قد تقذف النجومَ فائقةَ السُّرعة (hills88). وفي هذا السياق، تُعَدُّ نجومُ S الرفقاءَ السابقين للنجومِ فائقةِ السُّرعة (ginsburg06, ginsburg07). ومن المُثير للاهتمام أن نجوم S هي نجومٌ من التسلسل الرئيسي من النوع B (ghez03, eisenhauer05, martins08)، تماماً مثل النجومِ فائقةِ السُّرعة الموصوفة أدناه.

في القسم 2 نُعرِّف النجومَ فائقةَ السُّرعة في سياق النجوم غير المُقيَّدة، ونناقش كيفيّة تكوينها. في القسم 3 نسلّط الضوء على اكتشافات النجومِ فائقةِ السُّرعة الأخيرة ونناقش طبيعتها. في القسم 4 نستكشف الروابطَ بين النجومِ فائقةِ السُّرعة ومركزِ المجرّة. ونختم في القسم 5.

الاِعْتِباراتُ النَّظَرِيَّة

تَعْرِيفُ نَجْمٍ فائقِ السُّرعة

باتّباع (hills88)، نُعرِّف النجومَ فائقةَ السُّرعة وفق معيارين: 1) منشؤها من ثقبٍ أسود فائقِ الكتلة و2) سرعاتها غير المُقيَّدة. يسافر النجمُ فائقُ السُّرعة المقذوف من دربِ التبانة على مسارٍ شبهِ شعاعي؛ فالحركةُ الخاصّة المتوقّعة لنجمٍ فائق السُّرعة على بُعد 50 كيلوبارسك هي بضعة أجزاءٍ من الميلي ثانيةٍ قوسيّة في السنة (gnedin05). وبالتالي، تقيس السرعةُ الشعاعية معظمَ حركةِ الفضاء لنجمٍ فائق السُّرعة. ومع ذلك، فإن تحديد ما إذا كان النجمُ فائقُ السُّرعة غير مُقيَّد يتطلّب معرفةَ موضعه في المجرّة.

للأسف، جهدُ الجاذبية المجرّي غير محدَّدٍ جيداً على مسافاتٍ تتجاوز 50 كيلوبارسك. يناقش (kenyon08) شكلاً من أشكال نمذجة الجهد الذي، للمرّة الأولى، يتوافق مع توزيع كتلة درب التبانة من 5 بارسك إلى 10^5 بارسك. ونظراً لأن الجهد لا يُعطي سرعةَ هروبٍ رسميّة، فإنهم يُعرِّفون النجومَ غير المُقيَّدة بأنها تمتلك v_{rf}>200 كم/ث عند R=150 كيلوبارسك. يُنتِج هذا التعريفُ المحافظ سرعةَ هروبٍ مجرّيةً مقدارُها 360 كم/ث عند 50 كيلوبارسك و260 كم/ث عند 100 كيلوبارسك. من ناحيةٍ أخرى، يُوفِّق (xue08) نموذجَ جهدِ الهالة لتشتّت سرعة 2466 نجماً من نجوم الفرع الأفقي الأزرق (BHB) الموجودة بين 5 كيلوبارسك <R<60 كيلوبارسك. ينتج عن نموذج (xue08) سرعةُ هروبٍ 290 كم/ث عند 50 كيلوبارسك و190 كم/ث عند 100 كيلوبارسك.

النُّجومُ الهارِبَةُ الفائِقَة

ليست كلُّ النجومِ غيرِ المُقيَّدة بالضرورة نجومَ «هاربَةٍ» فائقةِ السُّرعة. على سبيل المثال، تُفسَّر النجومُ النيترونية النابضة سريعةُ الحركة بدَفعاتِ السوبرنوفا (arzoumanian02). النجم HD 271791 هو أولُ مثالٍ على «نجمٍ هاربٍ فائق» غير مُقيَّد انطلق من القرص الخارجي، في اتجاه دوران المجرّة، عندما انفجر رفيقُه الثنائيّ السابق ذو الكتلة 55 M_{\odot} كسوبرنوفا (heber08, przybilla08c). الأجرامُ المقذوفة بهذه الطريقة تُسمّى تقليديّاً بالنجومِ الهاربة (blaauw61). ويشمل مصطلحُ «النجم الهارب» أيضاً النجومَ التي انطلقت ديناميكيّاً من تفاعلاتٍ ثنائيّة–ثنائيّة (poveda67).

تتشارك آلياتُ قذفِ النجم الهارب في قيدِ سرعةٍ واحد: خصائصُ الأنظمةِ الثنائية الفيزيائيّة. نظريّاً، السرعةُ القصوى للقذف من تفكّك نظامٍ ثنائي هي سرعةُ المدارِ الثنائي، وهي سرعةٌ تزداد مع الكتلة. غير أنّ السرعةَ القصوى النظريّة غيرُ مُتاحة عمليّاً، لأنّ الثنائياتِ المُحكمة التي تكون ضيّقةً جدّاً ستندمج بسبب فقدان الطاقة بالتبدّد المدِّي وتدفّق الفصّ الروشي (vanbeveren98). وبينما قد يُلتبس «النجمُ الهارب الفائق» بنجمٍ هاربٍ عالي السُّرعة في غياب قياساتِ الحركةِ الخاصّة، نُقدِّر أن النجومَ الهاربة عاليةَ السُّرعة بكتلة \sim3 M_{\odot} المقذوفة من مركز المجرّة هي \sim100 مرّةً أكثرَ شيوعاً من النجومِ الهاربة الفائقة بالكتلة نفسِها (brown08c). فالنجومُ الهاربةُ الفائقة محدودةٌ بندرة النجوم الضخمة وبضرورة تَجنُّب اندماجِ السَّلَفِ الثنائيِّ المُحكم.

كَيْفِيَّةُ صُنْعِ النُّجومِ فائِقَةِ السُّرعة

تبلغُ النجومُ فائقةُ السُّرعة (HVSs) سرعاتِها العالية لأن طاقةَ الجاذبية الكامنة لثقبٍ أسود فائقِ الكتلة (MBH) تفوق بكثير طاقةَ ربطِ الثنائيّ النجمي. في آليةِ هيلز، تعمل قوّةُ المدّ والجزر الجاذبيّة لثقبٍ أسودٍ فريد على تفكيكِ ثنائيٍّ نجميّ مقترب. يُؤسَر أحدُ النجمين في مدارٍ شاذٍّ حول الثقبِ الأسود فائقِ الكتلة، وبموجب قانون حفظ الطاقة، يهربُ النجمُ الآخر بسرعةٍ نهائيّةٍ تقارب الوسط الهندسي لسرعةِ السقوط نحو المركز، التي تقارب (10000) كم/ث (كانت سرعةُ الحضيض للنجم S0-16 نحو (12000) كم/ث؛ ghez05)، وسرعةِ المدارِ الثنائي التي تقارب (100) كم/ث. وعليه فإن نجماً بسرعةٍ (1000) كم/ث عند (1) وحدةٍ فلكية سيغادرُ المجرّة عند (100) كيلوبارسك بسرعة (400–500) كم/ث (kenyon08).

يُطوِّر (yu03) تحليلَ هيلز ليشمل حالةَ ثقبٍ أسود فائقِ الكتلة ثنائي. وبينما يُستبعَد وجودُ ثقبٍ أسود فائقِ الكتلة ثنائيٍّ متكافئِ الكتلة في مركز المجرّة (reid04)، يتكهّن النظريّون بأن تجمعاتِ النجوم الضخمة في مركز المجرّة قد تُشكِّل ثقوباً سوداء متوسّطةَ الكتلة (IMBHs) في مراكزها. وإذا وُجدت مثلُ هذه الثقوب، فإنّ الاحتكاكَ الديناميكي سيُسرِّع انجرافَها نحو الثقبِ الأسود المركزيّ و«يقذف» النجومَ فائقةَ السُّرعة على طول الطريق.

تتيح لنا خصائصُ النجومِ فائقةِ السُّرعة التمييزَ بين آلياتِ القذف من ثقبٍ أسودٍ فريدٍ ومن ثقبٍ أسودٍ ثنائي:

قد تُقذَف النجومُ فائقةُ السُّرعة أيضاً بواسطة التفاعلاتِ الثلاثيّة لنجومٍ فرديّة مع ثقوبٍ سوداء ذاتِ كتلةٍ نجميّة متجمّعةٍ حول الثقبِ الأسود المركزي (oleary08). وتتنبّأ هذه الآلية بأن النجومَ الأقلَّ كتلةً ستكون ذاتَ سرعاتٍ أعلى، على عكس آلية هيلز.

المادَّةُ المُظْلِمَة

من التطبيقاتِ النظرية المُثيرة لاستخدام النجومِ عاليةِ السُّرعة توظيفُها كمجسّاتٍ لقياس شكلِ الجهد المجرّي الناجم عن المادة المظلمة (gnedin05, yu07, wu08). تُقدّم نماذجُ المادة المظلمة تنبؤاتٍ محدَّدة حول تباينات هالاتِ المادة المظلمة. فأيُّ انحرافٍ في مسارِ نجمٍ عالي السُّرعة عن اتجاه مركز المجرّة يقيس ذلك التباين. وعلى خلاف تيّارات المدّ والجزر، تستشعر النجومُ عاليةُ السُّرعة الجهدَ المجرّي عبر مسافاتٍ بعيدةٍ جدّاً. ومن المثير أنّ الجهد الذي اقترحه (kenyon08) يُشير إلى أنّ النجومَ عاليةَ السُّرعة قد تكون أكثر حساسيةً للانتفاخ المجرّي منها للهالة. وعلاوةً على ذلك، يعمل انتفاخُ الجهد كمُرشِّح تمريرٍ عالٍ: يجب أن يُقذَف نجمٌ بسرعةٍ تقارب 800 كم/ث ليصل إلى 1 ميغابارسك.

مُلاحَظاتُ النجومِ فائقةِ السُّرعة

النُّجومُ فائقةُ السُّرعة الجديدة

تمّ التعرفُ على عددٍ كبيرٍ من النجومِ فائقةِ السُّرعة غيرِ المُقيَّدة في السنواتِ القليلة الماضية. بعد اكتشاف النجمِ فائقِ السُّرعة الأول (brown05)، أفاد (hirsch05) بوجود قزمٍ دونيٍّ غنيٍّ بالهيليوم يغادر المجرّة بسرعةِ إطارِ السكون المجرّي الدنيا +717 كم/ث. كما أفاد (edelmann05) بوجود نجمٍ من النوع B على التسلسل الرئيسي بكتلة 9 M_{\odot} وبسرعةِ إطارِ السكون المجرّي الدنيا +548 كم/ث، وقد يكون قد قُذِف من سحابةِ ماجلان الكبرى.

قام براون وزملاؤه بتصميم مسحٍ مُستهدَفٍ للنجومِ فائقةِ السُّرعة، اكتشفوا من خلاله 1317 نجماً جديداً، بالإضافة إلى دليلٍ على عددٍ مماثل من النجومِ فائقةِ السُّرعة المُقيَّدة التي قُذِفت بالآلية نفسِها (brown06, brown06b, brown07a, brown07b, brown08c). باختصار، يستخدم مسحُنا بياناتِ «مسح سلون الرقمي للسماء» (SDSS) لاختيار مرشّحي النجومِ فائقةِ السُّرعة بألوانِ نجومِ النوع B المتأخِّرة. نجومُ النوع B تملك أعماراً تتوافق مع أزمنة الرحلة من مركزِ المجرّة، لكنها ليست جزءاً متوقَّعاً بصورةٍ طبيعيّة من تعدادِ هالة المجرّة. نسلّط الضوء على أحدث نتائج مسحنا أدناه.

تَوْزِيعُ السُّرعةِ والنجومِ فائقةِ السُّرعة المُقَيَّدة

تُظهِر البياناتُ توزيعَ سرعاتِ الخطّ البصري، المُصحَّحة إلى إطارِ السكون المجرّي (brown06b)، لنجومِ النوع B في مسحنا. يُغطّي المسح مساحةً قدرُها 7300 درجة مربّعة من السماء، بكثافةٍ سطحيّة تقارب 0.1 نجم لكلّ درجة مربّعة. النجومُ 731 في المسح ذات |v_{rf}|<275 كم/ث تملك متوسِّطاً -1\pm4 كم/ث وانحرافاً معياريّاً +106\pm5 كم/ث، بما يتوافق مع توزيعِ الهالة النجميّة الطبيعي.

ومن اللافت أنّنا نُلاحظ 26 نجماً بسرعة v_{rf}>275 كم/ث ونجمتين فقط بسرعة v_{rf}<-275 كم/ث. سرعةُ الهروب من درب التبانة عند 50 كيلوبارسك تقارب 350 كم/ث، وعليه فإن النجومَ 12 ذات v_{rf}>400 كم/ث غيرُ مُقيَّدةٍ بوضوح (انظر أيضاً الشكل [fig:travel]). إذا تجاهلنا هذه النجومَ 12 غير المُقيَّدة، فإن احتمالَ اختيار 14 نجماً عشوائياً بسرعاتٍ بين 275 و400 كم/ث من ذيلِ توزيعٍ غاوسيٍّ بالمعايير المرصودة أقل من 10^{-5}. وبالتالي، يبدو أن الفائض في القيم الشاذة للسرعة الموجبة بين 275 و400 كم/ث ذو أهميّة عند مستوى 4-\sigma.

تُظهِر هذه القيمُ الشاذة الموجبة وجودَ تجمّعٍ محتمل من النجومِ فائقةِ السُّرعة المُقيَّدة (brown07a, brown07b). إذ تُنتِج آلياتُ قذفِ النجومِ فائقةِ السُّرعة طيفاً واسعاً من سرعاتِ الخروج (sesana07b). وتشير محاكاةُ قذف النجومِ فائقةِ السُّرعة عبر آلية هيلز إلى وجوب وجود أعدادٍ مماثلةٍ من النجومِ فائقةِ السُّرعة المُقيَّدة وغير المُقيَّدة ذات v_{rf}>+275 كم/ث ضمن حجم مسحنا (bromley06). وقد وجدنا 14 نجماً فائقَ السُّرعة غير مُقيَّد و12 نجماً فائقَ السُّرعة مُحتَمَلاً مُقيَّداً عند v_{rf}>+275 كم/ث، في توافقٍ جيّد مع توقّعات النموذج.

طَبِيعَةُ النجومِ فائقةِ السُّرعة جدّاً

الغيابُ الواضح للنجومِ العائدة إلى المجرّة بسرعةٍ تقارب -300 كم/ث يُبيّن أنّ النجومَ فائقةَ السُّرعة جدّاً قصيرةُ العمر (brown07b, kollmeier07, yu07). فإذا كانت النجومُ فائقةُ السُّرعة جدّاً المُقيَّدة تمتلك أعمارَ تسلسلٍ رئيسي تتجاوز \sim1 مليار سنة، لرأيناها عائدةً، وهو ما لا تُظهره الملاحظات. ونظراً لاختيار الألوان في مسح النجومِ فائقةِ السُّرعة، يجب أن تكون هذه النجوم من النوع B بكتلٍ بين 3–4 M_{\odot} على التسلسل الرئيسي.

وقد أكّدت الملاحظاتُ اللاحقة أن أربعةً من النجومِ فائقةِ السُّرعة هي نجومٌ على التسلسل الرئيسي: HVS1 متغيّر B بطيء النبض (fuentes06)، وHVS3 نجمٌ من النوع B بكتلة 9 M_{\odot} (bonanos08, przybilla08)، وHVS7 نجمٌ من النوع Bp بكتلة 3.7 M_{\odot} (przybilla08b)، وHVS8 نجمٌ من النوع B سريعُ الدوران (lopezmorales08).

إن تحديد النجومِ فائقةِ السُّرعة كنجومٍ على التسلسل الرئيسي يتباينُ بوضوح مع نجومِ الهالة في مسحنا، والتي هي –على الأرجح– نجومٌ متطوّرة بكتلٍ بين 0.6–1 M_{\odot} على الفرع الأفقي الأزرق. ومع ذلك، سيكون وجودُ نجومٍ على الفرع الأفقي الأزرق ضمن النجومِ فائقةِ السُّرعة أمراً مثيراً، لأن النجومَ غير المُقيَّدة على هذا الفرع ستُتيح لنا دراسةَ نطاقِ الكتلة المنخفضة للنجومِ فائقةِ السُّرعة.

ومن المثير أنّ HVS12 كان مُصنَّفاً سابقاً كنجمٍ على الفرع الأفقي الأزرق ضمن عينات (sirko04a) و(xue08). وجودُ 1\pm1 نجمٍ من هذا النوع بين 14 من النجومِ فائقةِ السُّرعة غير المُقيَّدة لدينا يتوافق مع تنبؤات نماذج القذف من مركزِ المجرّة (kenyon08). كما أنّ اكتشاف نجمٍ فائقِ السُّرعة واحدٍ فقط بين 1170 نجماً على الفرع الأفقي الأزرق في (sirko04a) و10224 مرشّحاً في (xue08) يُظهر أيضاً مدى «التخفيف» الكبير بسبب وفرةِ نجوم الهالة. يعملُ مسحُنا للنجومِ فائقةِ السُّرعة لأنّنا نستهدف النجومَ الأزرَق و/أو الأقلَّ لمعاناً من معظم نجوم الفرع الأفقي الأزرق في الهالة.

إِمْكانِيَّةُ منشأ نَجْمٍ فائقِ السُّرعة من سَحابةِ ماجلان الكبرى

لقد حظي HVS3، النجمُ غيرُ المُقيَّد القريبُ جدّاً من سحابة ماجلان الكبرى على السماء، بالكثير من الاهتمام. يُعدّ HVS3 نجماً من النوع B بكتلة 9 M_{\odot} وبنصفِ وفرةٍ شمسية، بما يطابق وفرةَ سحابةِ ماجلان الكبرى (bonanos08, przybilla08). ومع ذلك، قد لا تكون الوفرةُ دليلاً قاطعاً على المنشأ. إذ تُظهر النجومُ من النوعين A وB تشتّتاً يتراوح بين 0.5 إلى 1 ديكس في وفرة العناصر داخل المجموعة الواحدة، بسبب الترسيبِ الجاذبيّ والرَّفعِ الإشعاعي في أجواءِ النجوم (varenne99, monier05, fossati07, gebran08a, gebran08b). ومع ذلك، وبما أنّ عمرَ HVS3 البالغ 18 مليون سنة أقصرُ بكثير من زمنِ سفرِه من مركز المجرّة، فقد يكون HVS3 أولَ دليلٍ على وجود ثقبٍ أسود فائقِ الكتلة في سحابة ماجلان الكبرى (edelmann05).

إنّ منشأه في سحابة ماجلان الكبرى يتطلّب أن يكون HVS3 قد قُذِف بسرعةٍ تقارب 1000 كم/ث (przybilla08)، وهي سرعةٌ يمكن أن تنتج عن تفاعلاتٍ ثلاثيّة مع ثقبٍ أسودٍ متوسّطِ الكتلة في عنقودٍ نجميٍّ ضخم (gualandris07, gvaramadze08). غير أنّ perets08b يُبيّن أنّ مُعدَّل قذف النجوم بكتلة 9 M_{\odot} صغيرٌ جدّاً بأربعةِ أوامرِ حجم، بحيث لا يُعدّ هذا التفسير معقولاً. التفسيرُ البديل هو أن HVS3 «نجمٌ مُتأخِّر اللون» قذفه الثقبُ الأسود فائقُ الكتلة لدربِ التبانة. ويُجادل النظريّون بأنّ ثقباً أسوداً فائقَ الكتلة فريداً أو ثنائيّاً يمكن أن يقذف ثنائيّاً مُحكماً كجرمٍ فائقِ السُّرعة (lu07, perets08b)؛ وقد يؤدّي التطوّرُ اللاحق لهذا الثنائيّ المُحكم إلى نقلِ كتلةٍ و/أو اندماجٍ يفسّر طبيعةَ HVS3 (perets08b). ستفصل قياساتُ الحركةِ الخاصّة –التي يُجريها الآن تلسكوبُ هابل الفضائي– في منشأ HVS3.

الرَّوابِطُ إِلى مَرْكَزِ المَجرَّة

تارِيخُ القَذْف

إذا كانت Sgr A^* تقذف نافورةً مستمرّةً من النجومِ عاليةِ السُّرعة من مركزِ المجرّة، فإن كثافةَ هذه النجوم في الفضاء تتناسب عكسياً مع مربع المسافة R، أي \rho \propto R^{-2} (brown06, kollmeier07, kenyon08). والحجمُ الذي تقيسه الدراساتُ المحدودةُ بالقدْر الظاهري يتناسب طرديّاً مع R^3. وبالتالي، في الصورة الأبسط، نتوقّع أن يكون عددُ النجومِ عاليةِ السُّرعة متزايداً خطيّاً مع R. وبالفعل، تُظهِر النجومُ المرصودةُ عاليةُ السُّرعة توزيعاً تراكميّاً خطيّاً كهذا (brown07b).

إحصائيّاً، تُفضِّل مجموعةُ النجومِ عاليةِ السُّرعة سيناريو القذف المستمر. أي لا توجد دلائلُ على أن عنقوداً نجمياً ضخماً أو ثقباً أسودَ متوسطَ الكتلة قد انجرف إلى مركز المجرّة في الـ 200 مليون سنة الماضية، أو على الأقل لم يُنتِج انفجاراً متماسِكاً من النجومِ عاليةِ السُّرعة. ونظراً لصِغَر إحصاء العيّنة، لا يمكننا استبعاد أن النجومَ الخمس القريبةَ من عمر 120 مليون سنة، مثلاً، قد جاءت من حدثِ قذفٍ واحد. ومع ذلك، تُظهِر هذه النجومُ الخمسُ سرعاتٍ أقلّ لأزمنةِ رحلةٍ أقصر، وهو عكسُ المتوقّع في حال قذفٍ ناتجٍ عن ثقبٍ أسودٍ متوسطِ الكتلة ينجرف إلى الداخل.

التَّجَمُّعُ النَّجْمِيّ

تُغادر النجومُ عاليةُ السُّرعة المجرّة في نحو 100 مليون سنة، ومن ثَمّ فهي تعكس التجمّعَ النجميَّ الحالي بالقرب من Sgr A^*. نظريّاً، يمكننا تقييدُ دالّةِ الكتلة الابتدائية للنجومِ عاليةِ السُّرعة من خلال مواءمة توقّعات معدّلاتها مع الملاحظات. فنجمةٌ عاليةُ السُّرعة بسرعة 500 كم/ث تقطع 100 كيلوبارسك في 200 مليون سنة؛ وبالتالي فإن معدّل (yu03) يُشير إلى وجود نحو 2000 نجمٍ عالِي السُّرعة من جميع الأنواع حتى عمق 100 كيلوبارسك. تصل دراستُنا المحدودةُ بالقدْر إلى العمق نفسِه على 1/6 من السماء، ومنها نستنتج وجود 96\pm20 نجماً فائقَ السُّرعة غير مُقيَّد بكتلة بين 3 و4 م_{\odot} ضمن 100 كيلوبارسك (brown07b). إن دالّةَ كتلة سالبيتر (salpeter55)، المُتكاملة على نطاق الكتلة من 0.2 إلى 100 م_{\odot} والمُعايَرة إلى 2000 نجم، لا تحتوي سوى على نحو 20 نجماً بين 3 و4 م_{\odot}.

يُجادل (perets07) بأن «المُشوِّشات» كبيرةَ الكتلة، مثل السُّحُب الجزيئية العملاقة، تُشتّت النجومَ إلى «مخروطِ الفقد» الخاص بـ Sgr A^* بكفاءةٍ أكبر بكثير من التشتّت ثنائيّ الجسم. ونتيجةً لذلك، قد يقذفُ مركزُ المجرّة النجومَ عاليةَ السُّرعة بمعدّلٍ أكبر بنحو 10 مرّات مما تنبّأ به (yu03)؛ وفي هذه الحالة، يرتفع العددُ المتوقَّع للنجوم بكتلةٍ بين 3 و4 م_{\odot} إلى نحو 200، وهو ما يتوافق على نحوٍ أفضل مع الملاحظات.

تعتمد احتماليّةُ العثور على نجومٍ عاليةِ السُّرعة منخفضةِ الكتلة على دالّةِ الكتلة بحساسيّةٍ كبيرة. فإذا قذف Sgr A^* النجومَ وفق دالّةِ كتلة الانتفاخ الحالية، وُجد نجمٌ فائقُ السُّرعة من النوع F غير مُقيَّد عند g'<21.5 لكلِّ 50 درجة مربّعة من السماء (kollmeier07). وفي مركزِ المجرّة ثمّة مؤشِّراتٌ على تحيّز دالّة كتلة النجوم نحو الكتل العليا (maness07). وتتنبّأ دالّةُ سالبيتر بكثافةٍ أقلّ بعشرة أضعاف لنجوم النوع F فائقةِ السُّرعة، بمعدّلِ واحدٍ لكلّ 500 درجة مربّعة (brown07b). وعليه، فإن نسبةَ النجومِ عاليةِ الكتلة إلى النجومِ منخفضةِ الكتلة تُوفِّر قياساً حسّاساً لدالّة كتلة النجوم قرب Sgr A^*.

الكَسْرُ الثُّنائِيّ

ترتبط النجومُ عاليةُ السُّرعة أيضاً بخصائصِ الأنظمةِ الثنائية. ففي القرصِ المجرّي، تكاد جميعُ نجوم النوعين O وB أن تكون في أنظمةٍ ثنائيّة، وثلثُ هذه الأنظمة يتكوّن من توائمَ متساويةِ الكتلة (kobulnicky07). وسيكون من المُثير معرفةُ تعدّديّة النجوم في مركزِ المجرّة، ولا سيّما نجوم S التي تدور حول Sgr A^*.

تَوْزِيعُ المَدارات

إذا كانت النجومُ عاليةُ السُّرعة ناتجةً عن تفكّكِ ثنائيات، فإن رفقاءَها السابقين يُتركون في مداراتٍ شديدةِ الاستطالة حول Sgr A^* (ginsburg06). وترتبطُ خصائصُ مداراتِ نجوم S بالنجومِ عاليةِ السُّرعة التي تُغادر المجرّة اليوم. فالنجومُ التي تمتلكُ أعمارَ تسلسلٍ رئيسي تتجاوز 200 مليون سنة كانت موجودةً حين قُذِفت النجومُ عاليةُ السُّرعة المعروفة من مركزِ المجرّة.

الخُلاصَة

النجومُ فائقةُ السُّرعة مُثيرةٌ لأن خصائصها مرتبطةٌ بـ Sgr A^* وببيئةِ النجومِ في مركزِ المجرّة. ويمكن لعينةٍ إحصائيّة من هذه النجوم أن تُجيب عن: 1) طبيعةِ آليةِ القذف من الثقبِ الأسود فائقِ الكتلة، 2) تاريخِ السقوطِ النجمي على Sgr A^*، 3) أنواعِ النجوم التي تدور حول Sgr A^*، و4) قياسٍ فريدٍ لشكلِ الجهدِ المجرّي للمادة المظلمة. والتحدّي أمام الراصدين هو العثورُ على مزيدٍ من النجومِ فائقةِ السُّرعة وتعزيزُ الربطِ الرصديّ بينها وبين مركزِ المجرّة.

هذه المقالةُ المُراجَعة المدعوّة نُشرت في نشرة «مركز المجرّة» لشهر نوفمبر 2008 http://www.aoc.nrao.edu/\simgcnews/. أشكرُ مارغريت جيلر وسكوت كينيون على مساهمتَيهما المهمّتَين في برنامج النجومِ فائقةِ السُّرعة، وأقرُّ بمساهماتِ بن بروملي ومايكل كورتز، وبالدعم المالي من مؤسّسة سميثسونيان.