مُلخّص
في الأَنظمة الكوكبيّة الخارجيّة، قد يؤدّي التفاعُل بين النَّجْم المركّزي والكَوْكَب إلى حدوث انبعاث راديوي شفقي (ARE) ناجم عن آليّة مِيزَر دوران الإلكترون السيكلوتروني. تكون شِدّة هذا الانبعاث كافية لجعله قابلاً للرصد عبر مسافات كبيرة، ما يفتح آفاقاً جديدة لدراسة الكواكب الخارجيّة والبحث عن ظروف مواتية لتطوّر الحياة خارج الأرض، حيث تعمل المَجالات المِغناطيسيّة درعاً يحمي الحياة من الجسيمات الخارجيّة ويؤثّر في تطوّر الغلاف الجوي الكوكبي.
خلال السنوات القليلة الماضية بدأنا حملة رصْد لعيّنة من الأقزام الحمراء القريبة من الفئة M المعروفة باستضافتها لكواكب، بهدف الكشف عن ARE. رصدنا YZ Ceti باستخدام التلسكوب Giant Metrewave Radio Telescope المُحدَّث (uGMRT) في النطاق 4 (550–900 MHz) تسع مرّات على مدى خمسة أشهر. اكتشفنا انبعاثاً راديوياً أربع مرّات، اثنتان منهما عاليَتَا الاستقطاب الدائري. وبالنظر إلى الاعتبارات الإحصائيّة نستبعد أن تكون هذه الاندلاعات ناشئة عن نشاط مِغناطيسي نجمي. وبدلاً من ذلك، عند طيّ الكشوفات على الطور المداري للكوكب الأقرب YZ Ceti b، تتوافق المواقع مع ما نتوقّعه لـ ARE ناجم عن التفاعُل نجم–كوكب (SPI) في نظام دون-ألففيني. بثقة تتجاوز \(4.37\,\sigma\)، يُعدّ YZ Ceti أوّل نظام خارج المجموعة الشمسيّة يُؤكَّد فيه وجود SPI عند الأطوال الموجيّة الراديويّة. ومن خلال نمذجة ARE نُقدّر أن المجال المِغناطيسي النجمي نحو 2.4 kG، ونستنتج أنّ الكوكب يمتلك غلافاً مِغناطيسياً. أمّا الحدّ الأدنى للمجال المِغناطيسي القطبي للكوكب فهو \(0.4\) G.
مقدّمة
يُعتقَد أنّ وجود المِغناطيسيّات المُحيطة بالكواكب الأرضيّة يلعب دوراً مهمّاً في تطوّر أغلفتها الجويّة وفي نشوء الحياة (Griessmeier2005, Griessmeier2016, Owen2014, McIntyre2019, Green2021). تعمل المَجالات المِغناطيسيّة درعاً يصدّ وصول الجسيمات المؤيّنة والخطِرة المحتملة إلى سطح الكوكب (Shields2016, Garcia2017). هذا ما يحدث على الأرض، صاحبة المجال المِغناطيسي، وهي من بين كواكب المنطقة الصالحة للسكن في المجموعة الشمسيّة الوحيدة التي عُرفت فيها الحياة.
من ناحية أخرى، قد تضغط الانفجارات الشمسيّة الشديدة وانبعاثات كتلة الإكليل على المجال المِغناطيسي للكوكب، فتفتح الأقطاب المِغناطيسيّة وتتيح مساراً مفتوحاً لترسّب الجسيمات عالية الطاقة في الغلاف الجوي (Airapetian2015, Airapetian2017)، فينتج عن ذلك تثبيت جزيئات كالنِّيتروجين وثاني أكسيد الكربون وربما مركّبات أساسيّة لتطوّر الحياة. وقد يكون ذلك قد حدث في الغلاف الجوي للأرض الفتيّة (Airapetian2016). في هذا السياق، تؤدّي كلٌّ من المِغناطيسيّة الكوكبيّة والنشاط النجمي، مع زيادة الأشعّة فوق البنفسجيّة والأشعّة السينيّة (Lammer2012, Vidotto2022)، أدواراً مهمّة في خلق بيئة مواتية لتطوّر الحياة. إضافةً إلى ذلك، يتيح وجود مجال مِغناطيسي في الكواكب استنتاج خصائص داخليّة مهمّة كمؤشّر على دينامو داخلي (Lazio2019).
يُعدّ تحليل الملاحظات عند أطوال موجيّة راديويّة، الحسّاسة للاندلاعات وإطلاق الطاقة وتسريع الجسيمات، مهمّاً لاستكشاف الفضاء بين الكواكب في أنظمة كوكبيّة أخرى غير مجموعتنا الشمسيّة.
حتى الآن، عُثر على العديد من الكواكب حول الأقزام الحمراء والأقزام فائقة البرودة، وهي النجوم الأشيع في مجرّتنا وتشكل الأغلبية بين النجوم القريبة. وتمتلك هذه النجوم ظروفاً مناسبة طويلة الأمد لتطوّر الحياة في أنظمتها الكوكبيّة. لقد اكتُشفت كواكب بحجم الأرض، بعضها في المنطقة الصالحة للسكن، تدور حول نجوم باردة، كما في حالة ترابيست-1 (Gillon2016, Gillon2017)، وبروكسيما قنطورس (Anglada-Escude2016) ونجم تيغاردن (Zechmeister2019).
الشفق ظاهرة محوريّة لتفاعُل النجم–الكوكب في جميع الكواكب المُمغنطة في المجموعة الشمسيّة، وتُكتشَف كإنبعاث خطّي في الأطياف البصريّة وفوق البنفسجيّة والسينيّة. تنشأ هذه الانبعاثات من ترسّب جسيمات مشحونة عالية الطاقة من الرياح الشمسيّة في الغلاف الجوي للكوكب حول الأقطاب المِغناطيسيّة. علاوة على ذلك، تُفضي التفاعلات المِغناطيسيّة مع الأقمار القريبة مداريّاً، كما في حالة المشتري وأقماره الغاليليّة، إلى تسريع جسيمات تُحدِث الشفق في أقطاب الكوكب العملاق. وعند الأطوال الموجيّة الراديويّة تُرصَد اندلاعات شديدة التوجيه وعالية الاستقطاب؛ ويبدو أنّها تنشأ من منطقة حلقيّة فوق الأقطاب المِغناطيسيّة، مرتبطة بالشفق في غلاف المشتري الجوي (Zarka1998). يُفسَّر ذلك بانبعاث مِيزَر دوران الإلكترون السيكلوتروني الناشئ في تجاويف الشفق المِغناطيسي، ويُسمّى الانبعاث الراديوي الشفقي.
الانبعاثات الراديويّة الشَّفقيّة
تُعدّ آليّة الانبعاث المتماسك (ECME) آليّة تعتمد على الرنين الدوراني لمجموعة غير متماسكة من الإلكترونات في فضاء السرعة. يحدث ذلك عندما تتقارب الإلكترونات نحو جسم مركزي، متتبّعة أنابيب التدفق المِغناطيسي، وتنعكس بواسطة المرايا المِغناطيسيّة. وبما أنّ الإلكترونات ذات الزوايا الميلية الصغيرة تخترق أعمق، فإنها تترسّب في جو الجسم المركزي مسبّبةً الشفق فوق البنفسجي والبصري. ويؤدّي هذا إلى لا-تماثل في سُكّان الإلكترونات المُنعكسة، أي انقلاب سكاني في فضاء السرعة، ما ينتج عنه انبعاث المِيزَر. ويُعزّز ذلك الوضع المِغناطيسي الاستثنائي منتجاً إشعاعاً مستقطَباً دائريّاً بنسبة تقارب 100% عند تردّدات قريبة من التوافقيّات الأولى لتردّد الدوران المحلي للإلكترون، \(\nu_{\mathrm{B}} = 2.8\,B\) ميغاهرتز، مع \(B\) بالغاوس. محليّاً، يُوجَّه الإشعاع المُضخَّم في مخروط رقيق مُجوَّف، محورُه مماسي لخطّ المجال المِغناطيسي المحلي (نموذج المخروط المُجوَّف) (MelroseDulk1982).
يُشاهَد الانبعاث الراديوي الشفقي أيضاً في نجوم مفردة، مثل النجوم الساخنة ذات الشذوذ الكيميائي المِغناطيسي (mCP) (Trigilio2000, Das2022, Leto2020)، وفي العديد من النجوم ذات الكتلة المنخفضة جداً والأقزام الباردة جداً (UCDs)، بأصناف طيفيّة تتراوح من M8 إلى T6.5 (Berger2009, Hallinan2007, Route2012, Lynch2015). وعلى الرغم من وقوعها في مناطق مختلفة جدّاً من مخطّط هرتزسبرونغ–راسل (HR)، فإن لهذه النجوم قاسماً مشترَكاً: مجالاً مِغناطيسياً قويّاً يغلب عليه المُكوّن ثنائي القطب، مائلاً بالنسبة لمحور دوران النجم. في نجوم mCP حيث تُعرف طوبولوجيا المجال، نرصد نبضتين عند طورين دورانيّين قريبين من اللحظات التي يكون فيها محور ثنائيّ القطب في مستوى السماء. ومع دوران النجم يُنتِج ECME تأثير المنارة، على نحو يشبه النجوم النابضة؛ ويُشاهَد السلوك نفسه في بعض الأقزام الباردة جدّاً (Hallinan2007). أمّا في كواكب نظامنا الشمسي، فموقع منشأ ECME، كما في الإشعاع الكيلومتري القطبي للأرض (Mutel2008)، يوافق ما يُستَدلّ عليه من رصْد النجوم: على ارتفاع يقارب 0.1–2 من أنصاف أقطار النجم فوق القطبين، وباتجاه مماسي لحلقات دائريّة متساوية \(B\). ويتوافق ذلك مع نموذج التوجيه المُستوِي (Trigilio2011). ويمكن أن ينشأ هذا النمط من الانبعاث إذا كان يصدر من جميع نقاط الحلقة الدائريّة، لكلٍّ منها نمط مخروط مُجوَّف، ويكون الانبعاث الكلّي حصيلة انبعاث جميع النقاط، حيث يتكاثف الإشعاع في الاتجاه المماسي. وعلى العكس، يبدو نموذج المخروط المُجوَّف أنسبَ حين يعمل المِيزَر في جزء صغير من الحلقة فقط، الموافق لأنبوب التدفق الذي يصل الكوكب، فيتخذ الانبعاث النمط المخروطي المُجوَّف المألوف. وهذا يفسّر الانبعاث الراديوي الشفقي في معظم كواكب نظامنا الشمسي ويُستدعَى لتفسير الانبعاث الراديوي الناشئ من الكواكب الخارجيّة. وعلى أيّ حال، يُتوقَّع في كلا النموذجين أن يُظهِر الانبعاث الشفقي انتظاماً مع موقع مداري متماثل للكوكب بالنسبة لخطّ الرؤية.
ثَمّة نوعان من الانبعاث الراديوي الشفقي جرّاء التفاعُل بين شمسنا والكواكب، ويُعتقَد أنهما يعملان أيضاً في الأنظمة الكوكبيّة الخارجيّة. الأوّل ناجم عن ضغط الرياح النجميّة لغلاف الكوكب المِغناطيسي؛ وفي هذه الحالة يتناسب تردّد ECME مع قوّة المجال المِغناطيسي للكوكب \(B_\mathrm{planet}\)، بحيث يوفّر أيّ كشفٍ للانبعاث الشفقي قياساً مباشراً له. غير أنّ \(B_\mathrm{planet}\) المتوقَّع من رتبة بضع غاوسات، ما يجعل تردّد المِيزَر قريباً من حدّ، أو دون، حافة الغلاف الأيوني لنافذة الراديو؛ وبالفعل جاءت محاولات البحث عن هذا الانبعاث سلبيّة في معظمها (Bastian2000, Ryabov2004, Hallinan2007, Lecavelier2013, Sirothia2014).
النوع الثاني ناتج عن تفاعُل مداريّ للكوكب مع المجال المِغناطيسي للنجم الأمّ، وهي حالة تماثل نظام المشتري وأقماره. توجد في الوقت الراهن كشوفات محتملة لهذا النمط من الانبعاث. فالسِمات المرصودة في بُعدَي الزمن والتردّد للانبعاث الراديوي من القزم ذي النوع M8.5، TVLM513-46546 (Hallinan2007, Lynch2015)، فُسّرت بوصفها توقيعاً لجسم خارجي يدور حول ذلك القزم شديد البرودة، وهو ما يدعمه نموذج طوّره Leto2017. كذلك أعلن Vedantham2020 اكتشاف انبعاث شفقي من GJ1151، نجم من النوع M4.5V على بُعد 8.04 pc، عبر مقارنة رصْدين ضمن مسح السماء بتلسكوب LOFAR (مشروع LoTSS, Tasse2021). إذ اكتُشف استقطاب Stokes V في أحد العهدين، ما يشير إلى تفاعُل محتمل بين النجم وكوكب افتراضي قريب المدار. وقد أبلغ Mahadevan2021 عن إمكان وجود كوكب بدورة يومين، لكن Perger2021 استبعد ذلك بقياسات دقّيقة للسرعة الشعاعيّة. وبالمثل أبلغ Davis2021 عن كشف محتمل لانبعاث شفقي في النجم القزم المنبعث dM6e، WX UMa، بمقارنة ثلاث ملاحظات من مسح LoTSS. ومع ذلك لا تُثبِت أيّ من هذه الملاحظات أنّ ECME ناجم عن SPI، إذ لم يُعثَر على كواكب في تلك النجوم. والطريقة المضمونة الوحيدة لربط ECME بـ SPI هي رصْد نجوم تأكّدت كواكبها وتُعرَف مُعلماتها المداريّة، بحثاً عن ترابُط أيّ ECME مكتشَف مع الطور المداري أو مع دوريّة في الانبعاث الراديوي تختلف عن مُعدّل دوران النجم. وقد حاول Trigilio2018 ذلك برصْد \(\alpha\) Cen B لاكتشاف الانبعاث الشفقي من \(\alpha\) Cen Bb (Dumusque2012)، لكن من دون اكتشاف؛ ثم استُبعد وجود الكوكب في تلك الحالة (Rajpaul2016). أمّا أوضح الحالات للانبعاث الشفقي من SPI فكانت في نظام Proxima Cen – Proxima Cen b، الذي رصده Perez-Torres2021 في نطاق 1–3 غيغاهرتز باستخدام مصفوفة التلسكوب الأسترالي المُدمَج (ATCA) عام 2017 مدة 17 يوماً متتالية (تُغطّي نحو 1.6 من الفترات المداريّة). وقد اكتُشف إشعاع راديوي مستقطَب دائريّاً عند 1.6 غيغاهرتز في معظم الأيام، وهو تردّد يوافق تردّد دوران الإلكترون المتوقَّع من شدة المجال المِغناطيسيّ النجمي المعروفة بنحو 600 غاوس (Reiners2008). واستناداً إلى سلوك منحنى الضوء في ATCA عند 1.6 غيغاهرتز، الذي أظهر نمط إشعاع مستقطَباً دائريّاً بقوة ويتوافق مع الفترة المداريّة للكوكب Proxima b، وجد Perez-Torres2021 دليلاً على انبعاث راديوي شفقي ناشئ من التفاعُل بين Proxima b ونَجمه المضيف Proxima.
سعياً وراء كشوفات أكثر رسوخاً للانبعاث الراديوي الشفقي الناجم عن SPI، بدأنا حملة رصْد باستخدام عدة مقاييس تداخل راديوي. والأهداف هي أنظمة كوكبيّة خارجية تأكّدت كواكبها القريبة المدارات حول نجوم من النوع M وتُعرَف مُعلماتها المداريّة بدقّة.
نتائج الحملة
في هذه الورقة نعرض نتائج إحدى تلك الحملات التي أُجريت باستخدام uGMRT2، وأسفرت عن اكتشاف إشعاع راديوي عالي الاستقطاب من YZ Ceti متوافق مع الانبعاث الراديوي الشفقي الناجم عن التفاعُل النجم–الكوكب بين YZ Ceti b ونَجمه المضيف.
نجم يز سِتي
نجم يز سِتي (GJ 54.1, 2MASS J01123052-1659570) قزم من النوع M4.5V بكتلة \(M_\ast=0.14\,M_\odot\) ونصف قطر \(R_\ast=0.157\,R_\odot\) (Stock2020)، يبعد مسافة 3.71 pc (Gaia2018)، ويستضيف نظاماً كوكبيّاً مضغوطاً للغاية. حتى الآن، كُشف عن ثلاثة كواكب بحجم الأرض بطريقة السرعة الشعاعيّة (RV) (Astudillo-Defru2017)، هي يز سِتي b وc وd، بفترات مداريّة \(P_\mathrm{orb}=2.02,\,3.06,\,4.66\) أيام ومحاور نصف رئيسيّة \(r_\mathrm{orb}=0.016,\, 0.022,\, 0.028\) au على التوالي (Stock2020)، أي ما يعادل \(21.9,\, 30.1,\, 38.3\, R_\ast\). لم تُرصد عبورات كوكبيّة في نظام يز سِتي؛ لذا لم تُقَس أنصاف أقطار الكواكب مباشرة، لكن توجد تقديرات هي \(R_\mathrm{b}=0.93\,R_\oplus\)، \(R_\mathrm{c}=1.05\,R_\oplus\) و\(R_\mathrm{d}=1.04\,R_\oplus\) استناداً إلى علاقة تجريبيّة كتلة–نصف قطر (Stock2020).
يُصنَّف يز سِتي كقزم M متوسط وكمتغيّر انفجاري. وتميل نجوم هذا النوع الطيفي إلى امتلاك طوبولوجيات مجال ثنائي القطب محوري قوي بشدة من رتبة الكيلوغاوس (Kochukhov2017). ويز سِتي نجم بطيء الدوران بفترة \(P_\mathrm{rot}=68\) يوماً (Stock2020) وعمر نحو 3.8 Gyr (Engle2017)، ومن مُؤشر النشاط القائم على خطوط Ca II H&K فوق البنفسجيّة، \(\log R^{\prime}_\mathrm{HK}=-4.87\)، نستنتج أنّ له مستوى نشاط منخفضاً (Henry1996).
قِيسَ السطوع الإكليلي بالأشعّة السينيّة من رصدَيْ ROSAT بقيمة \(\mathrm{L_X}\approx 10^{27.1}\,\mathrm{erg\,s^{-1}}\)، وهي قيمة مشابهة للشمس (\(\mathrm{L_{X,\odot} \approx 10^{26.8}-10^{27.3}\,\mathrm{erg\,s^{-1}}}\), Judge2003). ومن علاقة غودِل–بنز (Guedel1993) التي تربط بين السطوعين السيني والراديوي في النجوم، يمكن كتابتها على الصورة \(\mathrm{L_{R,\nu}} \approx 10^{-15.5}\,\mathrm{L_X}\) (أو مكافئها \(\mathrm{L_X} \approx 10^{15.5}\,\mathrm{L_{R,\nu}}\))؛ ومن ثم نقدّر السطوع الراديوي الأساسي ليز سِتي \(\mathrm{L_{R,\nu}}\approx10^{11.6}\,\mathrm{erg\,s^{-1}\,Hz^{-1}}\). وبافتراض مسافة 3.71 pc نحصل على كثافة تدفّق راديوي أساسي \(S_\nu\approx 25\,\mu\mathrm{Jy}\). لقد رُصد يز سِتي مراراً عند أطوال موجيّة راديويّة من 843 إلى 4880 MHz (Wendker1995, McLean2012)، لكن من دون اكتشاف.
يؤكّد Vidotto2019 أنّ YZ Ceti b قد يُصدر انبعاثاً راديوياً قابلاً للكشف بسبب تفاعُل الرياح النجميّة مع مِغناطيسيّته الكوكبيّة، ولكن عند تردّدات MHz. ومؤخّراً1، قام Pineda2023 برصده باستخدام VLA عند 2–4 GHz على خمسة أيام بين نوفمبر 2019 وفبراير 2020. وقد كُشفت اندلاعتان متماسكتان عاليَتا الاستقطاب الدائري، ونُوذِجت نتائجهما على أنّها ناجمة عن ARE من SPI، من دون استبعاد إمكان أن تكون الاندلاعات من نشاط مِغناطيسي نجمي.