مُلخّص

نُقدّم هنا نتائج البحث في التغيّرات الضوئيّة للقزم البنّي الشاب SST1624 (نوعٌ طيفيّ تقريباً M7، \(M\sim 0.05\,M_{\odot}\))، المعروف بغلافه الغازيّ المتمدِّد وفُقدانِه للكتلة على نحوٍ شبه كُرويّ. على مقاييس زمنيّة تتراوح من 1 إلى 6 ساعات، لم نَرَ أيَّ تقلّبٍ ضوئيّ، واستبعدنا وجود أي دوريّة ذات سعة تزيد على >1\%. يمكن أن تُشير مثل هذه الدوريّة إلى نبضٍ مدعومٍ باحتراق الديوتيريوم أو إلى دورانٍ قريبٍ من سرعة الانفصال. ومع ذلك، لاحظنا انخفاضاً في سطوعه بحوالي 3% في النطاق K بين ليلتَين متتاليتَين (بقوّةٍ إحصائيّة ≃10\sigma). كما نلحظ دليلاً واضحاً على تقلّبات في منحنيات الضوء من WISE عند 3.4 و4.6\,\mu m على مدى أيّام، مع فترةٍ محتملة تبلغ نحو 6 أيّام، بالإضافة إلى تغيّراتٍ طويلة الأمد تمتدّ لسنوات. يُعزى أفضل تفسيرٍ للتقلّبات اليوميّة إلى تأثير البقع السطحيّة المرافقة للدوران. تُعزّز هذه النتائج احتمال سيناريو النبض الحراري جرّاء احتراق الديوتيريوم كآليّةٍ مُفضَّلة لفُقدان الكتلة على حساب الرياح الطاردة المركزيّة الناجمة عن دورانٍ سريع.

مقدّمة

لقد أثبتت المُراقبة الضوئيّة جدواها في دراسة الأقزام البنّية. في المراحل المُبكّرة، تُظهر هذه الأجسام دون النجميّة تقلّباتٍ ضوئيّةً ناجمةً عن النشاط المغناطيسيّ والالتحام المادّي والقرص المحيط، شبيهةً بتقلّبات نجوم T Tauri (scholz2009, moore2019). أمّا في الأقزام البنّية المتطوِّرة، فتشير التقلّبات إلى وجود سُحبٍ جويّةٍ متغيّرة (metchev2015). وسهّلت دراسات التقلّب قياس فترات الدوران كمؤشّرٍ للعمر (bouvier2014)، وتقييد خصائص الغلاف الجويّ وعمليّات التطوّر الأولى.

تشير الملاحظات على مدى عقدين إلى أنّ الأقزام البنّية الصغيرة تُظهر فترات دوران تتراوح من ساعاتٍ إلى أيّام، بينما عادةً ما تقلّ فترات الأقزام الأكبر سناً عن يومٍ واحد (moore2019, vos2022). في السنّ المُبكّرة، يقترب أقصر مدى مُقاس للفترة من حدّ سرعة الانفصال، حيث تتوازن القوّة الطاردة المركزيّة والجاذبيّة عند خطّ استواء الجسم. وقد رُصد دورانٌ بالقرب من هذا الحدّ في عدّة دراسات (zapatero2003, caballero2004, scholz2005, rodriguez2009). ولهذا الدوران السريع تأثيرٌ كبير على البنية الداخليّة وتطوّر الجسم (yoshida2023).

يمكن حساب سرعة الانفصال كما في v=\sqrt{\frac{2GM}{3R}} (porter1996)، حيث يأخذ العامل \frac{2}{3} في الحُسبان انبساط الجسم عند الانفصال. يُقابل ذلك تقريباً P=0.14205 \times \frac{R^{1.5}}{M^{0.5}}. للأعمار 1–5 Myr والكتل دون النجميّة، تكون فترات الانفصال أكبر من 5 h. ومع تقدّم العمر وانكماش الجسم، تزداد سرعة الانفصال أسرع من تغيّر فترة الدوران المفترض تحت حِفظ الزخم الزاوي، فيبقى الجسم دون حدّ الانفصال حتى لنجوم الحقل (tannock2021).

من ناحيةٍ أخرى، يمكن أن ينبض القزم البنّي حين يبدأ احتراق الديوتيريوم في سنواته الأولى، ممّا يؤدّي إلى تغيّراتٍ ضوئيّةٍ حادّة (salpeter1992)، مع أوضاعٍ أساسيّةٍ بفترات 1–5 h (palla2005) أو 4.2–5.2 h لكتل 0.1 \(M_{\odot}\) (lopez2012). إلا أنّ البحث الرصديّ الذي بلغ دقّة المِلي-ماج ظلّ حتى الآن خالياً من اكتشافاتٍ مُقنِعة (cody2014). وحتى الآن يُعزى معظم التقلّب الدوريّ إلى بقعٍ سطحيّةٍ مغناطيسيّة أثناء الدوران. لو تأكّدت النبضات، لفتحت آفاقاً جديدة لدراسة المراحل الانكماشيّة للأقزام البنّية.

الهدف

SSTc2d J163134.1-240100 (لاحقاً SST1624) قزمٌ بنّي في تجمّع أوفيوقوس النجميّ، اكتُشف أوّلاً في مسح «النوى إلى الأقراص» بواسطة Spitzer (evans2009) كجسمٍ شابٍّ خافتٍ ومُحجَب. أظهرت ملاحظات ALMA (برنامج ODISEA، cieza2019) غلافاً مُفلطحاً بقطر 200–300 AU وديناميّات غلافٍ متمدِّد (ruiz2022)، من دون رصد استمراريّةٍ مِليمتريّة.

بعد تصحيح الانقراض، يُظهر الطيف تحت الأحمر أنّ هناك غلافاً محيطاً من دون قرصٍ مرئيّ، وهو أمرٌ نادر—فالقزم البنّي الشابّ الذي يُكتشف في خطوط CO عادةً ما يكون مُصحوباً بقرصٍ (ricci2014)، بينما تُنتِج عمليات الرصد المِليمتريّة في الأقزام البنّية آلاف الاكتشافات (testi2016, sanchis2020). لذلك يبدو هذا المصدر فريداً ويستدعي متابعةً دقيقة.

استُبعدت تفسيرات مثل نجمٍ خلفيّ من نوع AGB أو نواةٍ جزيئيّةٍ منهارة استناداً إلى طيف KMOS (ruiz2022). ويؤكّد المصدر عضويّته في سكّان أوفيوقوس (~2 Myr)، وكتلته ~0.05 \(M_{\odot}\)، مع نوعٍ طيفيّ M متأخّر وانقراض ~42 mag. تُفسَّر البنية الغازيّة الممتدّة بفُقدان كتلةٍ شبه كرويّ وقويّ (عمرٌ حركيّ ~10^4 سنة وكتلة ~1.5 \(M_{\oplus}\))، مع حدٍّ علويّ على مستوى 4\(\sigma\) لكمّية الغبار أقلّ من 1 \(M_{\oplus}\).

اقترح (ruiz2022) أنّ فُقدان الكتلة قد ينجم عن نبضاتٍ حراريّة في بداية احتراق الديوتيريوم، شبيهةٍ بتلك في نجوم AGB (kerschbaum2017). بديلٌ آخر هو رياحٌ طاردةٌ مركزيّاً ناتجةٌ عن دورانٍ سريعٍ قرب حدّ الانفصال، مُفضِيةً أوّلاً إلى قرصٍ تفريغيّ (decretion) ثمّ إلى هيكلٍ شبه كرويّ (scholz2005, porter1996).

كما أُشير في قسم المقدّمة، قد تُميِّز المُراقبة الضوئيّة بين النبض والفترة المرتبطة بالدوران السريع. لذا تُشكّل دراسة التغيّر الضوئيّ في SST1624 اختباراً واعداً لأصل الغلاف—وهو هدف هذه الورقة.

يشير (ruiz2022) أيضاً إلى سيناريو ابتلاع رفيقٍ كوكبيّ، لكنّه أقلّ احتمالاً ولا يُنتج تغيّراً ضوئيّاً مُقنّناً، لذلك لن ندرسه هنا.

الملاحظات وتقليل البيانات

مُراقبة النطاق K

راقبنا SST1624 ليلتَي 27 و28 مايو 2023 باستخدام تلسكوب ESO/NTT وكاميرا الأشعّة تحت الحمراء SOFI (اقتراح 111.24GN). في كلّ ليلة تابعنا الهدف 5–6 ساعات بمرشّح \(K_S\)، زمن تكامل DIT=20 ثانية وعدد تكاملات NDIT=5 أو 10 مع تحريكاتٍ عشوائيّة (dithers). شملت مُعالجة البيانات تصحيح التداخل المتبادل والتسطيح وطرح السماء وتصحيح البكسلات التالفة، وتَجميع التعرّضات للوصول إلى زمن إجماليّ ثابت قدره 200 ثانية للإطار. أُجري القياس الضوئيّ بالفتحة عبر photutils (bradley2023) بفتحةٍ مقدارها 10 بكسلات (~2–3 FWHM)، مع طرح الخلفيّة من حلقةٍ حول المصدر.

أظهر المنحنى الضوئيّ الخام تقلّباتٍ ناتجةً عن تغيّرات كتلة الهواء. صحّحنا ذلك بمتوسّط منحنيات أربعة نجوم مقارنة أكثر سطوعاً، ثمّ طرحنا المتوسّط من منحنى الهدف. يتّضح المنحنى النهائيّ لكلّ ليلة أنّه خالٍ من الاتجاهات النظاميّة الباقية. وبِتغيير اختيار النجوم المقارنة تأكّدنا من ثبات النتيجة. قدر SST1624 في نطاق K هو \(14.08\pm0.05\) (2MASS)، وهو مُتوافقٌ مع قياسنا 14.06.

منحنيات الضوء الأرشيفيّة لـ WISE

استخرجنا منحنيات الضوء من ALLWISE (23 حقبة خلال ~200 يوم بدءاً من MJD 55254، cutri2021) وNEOWISE-R (214 كشفاً حتى يونيو 2023 عبر ~3000 يوم، mainzer2014). كلا المسارين يُغطّيان النطاقين W1 (3.4 \,\(\mu m\)) وW2 (4.6 \,\(\mu m\)). تنتهي بيانات NEOWISE-R في MJD 59803 (ديسمبر 2022)، وقريباً ستتاحة المزيد منها.

تحليل منحنى الضوء

مُراقبة النطاق K

يبدو منحنى SOFI ثابتاً حول متوسّطٍ من دون أنماطٍ دوريّةٍ واضحة (انحراف معياري ~1.5–1.6%). وبمواءمة بيانات كلّ ليلةٍ بخطٍّ مستقيم، وجدنا ميلاً متوافقاً مع الصفر خلال نافذة 6 ساعات. ومع ذلك، يظهر بين الليلتَين اختلافٌ في المتوسّط (~3% بخفوت، 10\(\sigma\))، ممّا يُشير إلى تقلّبٍ فعليّ في المصدر. هذا الخفوت، مع ميلٍ طفيفٍ محتمل، قد يتّفق مع نمطٍ جيبيّ ذي فترةٍ من بضعـة أيّام.

طبّقنا اختبار Max-F لاختبار الدوريّة في مدى 0.1–6 h بخطوات 0.05 h، بطرح منحنيات جيبيّة بسعات 5–100% وخطوات طور 0.01. المقياس \(F=\frac{\sigma^2}{\sigma_{P,i}^2}\) يقيس فرق التباينات قبل وبعد الطرح. لليلة الأولى كان أقصى \(F\)=1.16 عند 3.0 h، وللثانية 1.22 عند فترات <1 h (وللفترات الأطول 1.03). هذه القيم لا تدلّ على دوريّة ذات دلالة (>1.5 للرفض عند 5%).

بعد حقن دوريّاتٍ بسعات 0.01 mag ولفترات 1–5 h، استعاد الاختبار قيعاناً واضحةً بـ \(F\sim1.3\) عند الفترة المحقونة، ممّا يؤكّد أنّ الاختبار قادرٌ على اكتشاف دوريّاتٍ كهذه لو وُجدت.

منحنيات الضوء WISE

في ALLWISE وNEOWISE-R تبدو تقلّبات W1 وW2 كبيرةً على مقاييس أيّام (سعة قمّة إلى قمّة 0.1–0.3 mag مقابل خطأٍ ضوئيّ ~0.03 mag). وعبر أكثر من 12 عاماً يظهر السطوع مستقراً نسبيّاً ضمن حدود هذه التقلّبات القصوى.

تتألّف NEOWISE-R من 18 مجموعة بياناتٍ يوميّة تفصلها ~180 يوماً. هذا المسار أقلّ حساسيّة للتقلّبات السريعة (<6 h) لكنّه يُسلّط الضوء على تقلّباتٍ تمتدّ لأيامٍ وسنوات.

طبّقنا اختبار Max-F للفترات 1–10 d على كامل NEOWISE-R، فكان \(F_\mathrm{max}=1.08\) في W1 و1.14 في W2 عند نحو 6 d. وبإجراء الاختبار على النصف الأوّل فقط، برزت قممٌ 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 تُقلّل التباين إلى ~80%، لكن احتمال الإنذار الكاذب يصل إلى ~12%.

لحساب المقاييس الزمنيّة، رسمنا فروق القدر ΔM مقابل Δt لكلّ زوج نقاط. أظهر التحليل أنّ متوسّط |ΔM|≈0.04–0.05 mag عند Δt من ساعاتٍ إلى أيّام، متجاوزاً الخطأ الضوئيّ البالغ 0.03 mag، ممّا يُؤكّد أنّ معظم التقلّبات يحدث على مدى أيّام. يزداد المتوسّط تدريجيّاً إلى 0.07–0.10 mag حتى \(\Delta t\sim1000\) d ثم يستقرّ، ممّا يُشير إلى تقلّباتٍ طويلة الأمد تمتدّ لسنوات.

الخلاصة والمناقشة

يمثّل SST1624 قزماً بنّياً فريداً بفُقدان كتلةٍ شبه كرويّ. الآليّتان المحتملتان هما النبض الحراريّ لاحتراق الديوتيريوم أو الرياح الطاردة المركزيّة من دورانٍ سريع. وكلتاهما تتوقّعان تقلّباتٍ ضوئيّة دوريّة.

قدّمت منحنياتنا الجديدة في K وأرشيف WISE دليلاً واضحاً على تقلّباتٍ بفترات تزيد على 6 ساعاتٍ حتى أيّام عند 2–4.6 \,\(\mu m\)، واستبعاداً لوجود دوريّاتٍ قصيرة (≤6 h) بسعة >1%. حُدّدت فترةٌ محتملة ≃6 d في النصف الأوّل من NEOWISE-R عند 3.4 و4.6 \,\(\mu m\)، وقد تظهر تقلّباتٌ إضافيّة تمتدّ لسنوات.

يرجّح تفسير التقلّبات اليوميّة بدوران الجسم مع بقعٍ سطحيّةٍ مغناطيسيّة، ممّا يضع فترة الدوران ضمن أيّامٍ معدودة، وهي ضمن نطاق فترات الأقزام البنّية الشابّة (scholz2005, moore2019). وقد أُضعِفت حساسيّة اكتشاف الفترة في البيانات الكاملة بسبب تفرّق النقاط وفواصل الستّة أشهر في WISE؛ لذا يلزم رصدٌ مُستمرّ لمدّة أسبوعٍ على الأقلّ لتأكيد فترة ~6 d بوضوح.

التفسير البديل بتعتيمٍ غباريّ غير مُستبعَدٍ نظريّاً (scholz2009)، لكنّه غير مُرجّح لغياب فائضٍ تحت الأحمر وعدم اكتشاف استمراريّةٍ مِليمتريّة.

فيما يخصّ الميزة الفريدة بفُقدان الكتلة، فإنّ عدم وجود دوريّاتٍ قصيرة يحسم عدم دوران القزم قرب سرعة الانفصال. وجود تقلّباتٍ بأيامٍ يزيد من دعم سيناريو النبض الحراريّ لاحتراق الديوتيريوم، كما رجّح ruiz2022. غياب نبضاتٍ بسعة >1% قد يعني توقّف النبض بعد انقضاء طوره أو حدوثه بسعاتٍ أصغر، كما في بعض الأقزام M النابضة (rodriguez2016, rodriguez2019).

يوصي هذا العمل بمزيدٍ من المُراقبة الزمنيّة للتحقّق من فترة الدوران وبحثٍ أدقّ عن نبضات. قزمٌ بنّي مثل هذا يُوفّر فرصةً نادرة لاستقصاء المرحلة الانكماشيّة وفُقدان الكتلة بفعل الديوتيريوم، وهو أمرٌ مؤثّر على دالّة الكتلة وتطوّر الزخم الزاويّ للأجسام دون النجميّة.

نشكر فريق ESO في NTT على الدعم، ونشير إلى استفادتنا من منتجات مسح WISE المدعوم من NASA.