تسجيل الدخول

تسجيل

علم الفلك الزمني

المؤلف:  جيمس بيني

المصدر:  الفيزياء الفلكية مقدمة قصرية جدا

الجزء والصفحة:  ص67

2026-07-01

16

درسنا الأقراص التراكمية التي وصلَت إلى حالة استقرار. ولكن إضاءة الأقراص التراكمية في الواقع تميل إلى التغيُّر بشكلٍ كبير، ويمكن معرفة الكثير عن القرص والنظام الذي يقع فيه من خلال مراقبة «منحنى الضوء» للنظام، وهو التغير في الإضاءة بمرور الزمن. ويمكننا الحصول على المزيد من المعلومات بقياس الطيف الضوئي للقرص في أوقاتٍ مختلفة.

في بعض الأنظمة، تسقط كميةٌ كبيرةٌ من الغاز بانتظام على منطقةٍ صغيرةٍ من القرص التراكمي. ثم تنتشر المادة بسرعة بفعل الدوران التفاضلي لتُشكِّل حلقةً ذات كثافةٍ عالية. وعلى مدًى زمني أطول، تنقل اللزوجة الزخم الزاوي من الحافة الداخلية للحلقة إلى الحافة الخارجية، مما يؤدي إلى تحرُّك الحافة الداخلية للداخل والحافة الخارجية للخارج. وهكذا تصبح الحلقة الرفيعة العالية الكثافة منطقة تتسع باستمرار. وكما أن أنصاف الأقطار المختلفة داخل قرص في حالة استقرار تصل إلى درجات حرارة مختلفة، ترتفع كذلك درجة حرارة الحافة الداخلية للحلقة، فيما تنخفض درجة حرارة الحافة الخارجية. ومن ثَم يتطور الطيف الإشعاعي المنبعث من الحلقة بأكملها بعيدًا عن طيف الجسم الأسود القريب نحو نوع الطيف المنبعث من قرص في حالة استقرار. يتناسب الزمن الذي يحدث فيه هذا التطور عكسيًّا مع مقدار اللزوجة، وهو ما لم يكن علينا معرفته لاستنتاج خصائص القرص في حالة الاستقرار.

في بعض الأنظمة، تكون الاندفاعاتُ في الإضاءة ناتجةً عن ترسُّب كتلة من الغاز على القرص التراكمي كما هو موصوف أعلاه، ولكن في أنظمةٍ أخرى تكون الاندفاعات ناتجة عن تغييراتٍ مفاجئة في مقدار اللزوجة. فعندما تكون اللزوجة منخفضة، تستغرق المادة وقتًا طويلًا للتحرُّك عَبْر القرص؛ ومن ثَم عندما يكون القرص في حالة استقرار، فإن معدل تراكم معيَّن على النجم يتوافق مع كثافةٍ كبيرة للغاز في القرص التراكمي. وعلى العكس، عندما تكون اللزوجة كبيرة، تكون الكثافة في حالة الاستقرار داخل القرص منخفضة، ولكن الإضاءة تبقى ثابتة. وهكذا، فإن الزيادة المفاجئة في اللزوجة داخل قرصٍ وصل إلى حالة استقرار تتسبَّب في تصريف المادة من القرص نحو النجم على نحوٍ أسرع من معدل سقوطها على القرص، مما يؤدي إلى زياداتٍ كبيرة في الإضاءة قبل أن تعود إلى قيمتها الأصلية مع اقتراب حالة الاستقرار ذات اللزوجة العالية.

ولكن ما السبب في تحوُّل اللزوجة بين القيم العالية والمنخفضة؟ هذا الأمر غير مفهوم بشكلٍ كامل، ولكن الآلية ربما تكون مرتبطة بحقيقة أن اللزوجة تُولِّدها الاضطرابات داخل القرص، وأن هذه الاضطرابات نفسها تستمد طاقتها من اللزوجة. لذلك، في حالة اللزوجة المنخفضة، تكون الدوامات المضطربة صغيرة، وتُولِّد لزوجةً منخفضة، بينما تُولِّد الدوامات الكبيرة لزوجةً كبيرة في حالة اللزوجة العالية.

تنتقل العديد من «ثنائيات الأشعة السينية» المنخفضة الكتلة بانتظام بين حالة يكون فيها للنظام طيفُ أشعةٍ سينية منخفض الطاقة، وحالةٍ أخرى يكون فيها الطيف عالي الطاقة مع إضاءة أقل؛ حيث يتأرجح النظام، الذي يحتوي على ثقبٍ أسود أو نجمٍ نيوتروني تراكمي، بين الحالات المنخفضة الطاقة ذات الإضاءة العالية والعالية الطاقة ذات الإضاءة المنخفضة. غالبًا، ولكن ليس دائمًا، تنبعث نفاثاتٌ نسبية عندما ينتقل النظام من حالته المنخفضة الطاقة ذات الإضاءة العالية إلى حالته العالية الطاقة ذات الإضاءة المنخفضة. يُعتقد أن هذا التحول يحدث عندما يُطرد الغاز القريب من مركز القرص التراكمي على طول محور الدوران، مما يترك منطقةً منخفضةَ الكثافة حول الجِرم التراكمي. في الحالة المنخفضة الطاقة ذات الإضاءة العالية، تشعُّ المنطقة المركزية الكثيفة مثل جسمٍ أسود، بينما في الحالة العالية الطاقة ذات الإضاءة المنخفضة يكون الغاز متناثرًا للغاية لدرجة لا يمكنه معها إنتاج عددٍ كبير من الفوتونات. ولكنه على الرغم من ذلك يُسهِم في إضاءة النظام من خلال «تشتُّت كومبتون العكسي»؛ حيث يصطدم إلكترون نسبي بفوتون. وكما أن ركلة لاعب كرة القدم تضيف طاقةً للكرة في الركلات الحرة، يمكن للإلكترون أن يزيد كثيرًا من طاقة الفوتون. بهذه الطريقة، يمكن لفوتون الأشعة تحت الحمراء أن يتحول إلى فوتون أشعة سينية أو حتى فوتون أشعة جاما، مما يُكسب طيف الجِرم طاقةً أعلى. تُعرَف ثنائيات الأشعة السينية التي تطلق أحيانًا نفاثات باسم «النجوم الزائفة المصغرة».

تتسبَّب النفاثات في زيادة إضاءة في التردد الراديوي للنجوم الزائفة المصغرة بمقدار نحو 100 مرة، وسنناقش فيزياء النفاثات في الفصل السادس. ومن ثَم، في الترددات الراديوية تكون هذه المصادر أكثر تغيُّرًا مقارنةً بالأشعة السينية، وعندما تكون «عالية التردد الراديوي»، تهيمن النفاثات على انبعاثها الراديوي.

لقد رأينا أن الثقوب السوداء التي تمدُّ النجوم الزائفة بالطاقة تمتلك أنصاف أقطار (نصف قطر شفارتزشيلد) أكبر بنحو 10⁸ مرة من أنصاف أقطار الثقوب السوداء ذات الكتل النجمية التي تمدُّ بعض ثنائيات الأشعة السينية بالطاقة. السرعة المميزة لكلا النوعَين من الأنظمة هي نفسها — جزء كبير من سرعة الضوء — لذلك نتوقع أن تختلف النجوم الزائفة على فتراتٍ زمنية أطول بنحو 10⁸ مرة من الفترات الزمنية التي تتغير فيها ثنائيات الأشعة السينية. على سبيل المثال، تُعادل الثانية الواحدة في حياة ثنائي الأشعة السينية ثلاث سنوات في حياة النجم الزائف، وتُعادل سنة تقريبًا من التغييرات في الحالة لثنائي الأشعة السينية 100 مليون سنة بالنسبة إلى النجم الزائف. لذلك، خلال حياتنا القصيرة، لا يمكننا أن نتوقع مراقبة تغييرات الحالة للنجوم الزائفة، ولكننا نتوقع أن نجد المجموعة الواحدة منها مقسومة إلى مجموعتَين؛ واحدة منخفضة التردد الراديوي والأخرى عالية التردد الراديوي. في الواقع، قبل التعرف على العلاقة بين النجوم الزائفة والنجوم المصغرة، قُسِّمَت النجوم الزائفة إلى نجومٍ زائفة منخفضة التردد الراديوي ونجومٍ زائفة عالية التردد الراديوي، وقد وُجِد أن أكثر من 90 في المائة من النجوم الزائفة تكون منخفضة التردد الراديوي. تتناسب هذه النسبة مع الجزء الزمني الذي تكون فيه النجوم الزائفة المصغرة منخفضة التردد الراديوي.

عند الطرف الأزرق للطيف الكهرومغناطيسي (الأشعة السينية أو الأشعة فوق البنفسجية، حسب طبيعة الجِرم التراكمي)، يظهر تذبذب في سطوع العديد من الأنظمة التراكمية بترددٍ مميز يُطلق عليه «التغير شبه الدوري». ونظرًا لأن التغير شبه الدوري يتركز عند الطرف الأزرق للطيف، وهو الطيف الذي تهيمن عليه الانبعاثات من الحافة الداخلية للقرص، يُعتقد أن التردد المميز هو تردُّد المدار عند الحافة الداخلية للقرص. ومن ثَم، يزوِّدنا ذلك بمعلومات عن طبيعة الجِرم التراكمي.

في النجوم الزائفة المصغرة، يتميز التغير شبه الدوري بفترة زمنية تبلغ ملِّي ثانية؛ ومن ثَم تكون الفترة الزمنية المكافئة في النجوم الزائفة هي يومًا واحدًا. تكون سعة هذه التقلبات الأسرع صغيرة. على مدى فترةٍ زمنيةٍ أطول ببضع مئات من المرات، يمكن أن تتغير إضاءة الأشعة السينية للنجم الزائف المصغر بنسبةٍ كبيرة من قيمته، وتحدث تقلباتٌ مشابهة في النجوم الزائفة على مدى فترة زمنية تُقدَّر بسنة. لهذه التقلبات أهميةٌ تشخيصية كبيرة.

فعلى سبيل المثال، يمكن استخدام هذه التقلبات لتقدير كتلة الثقب الأسود للنجم الزائف. فعندما تزداد إضاءة القرص التراكمي، يُحفَّز الغاز في السُّحب التي تدور حول الثقب الأسود على مسافةٍ معيَّنة بفعل الفوتونات المُؤيِّنة المنبعثة من القرص الداخلي، مما يؤدي إلى تعزيز انبعاث خطوط الطيف المرئي والأشعة فوق البنفسجية. ولكن ثمَّة تأخيرٌ زمني T بين زيادة إضاءة القرص التراكمي وتعزيز انبعاث هذه الخطوط؛ حيث يحتاج الإشعاع المُؤيِّن إلى وقت ليقطع المسافة r =cT  من النجم الزائف إلى الغاز المداري. يمكن تقدير سرعة المدار v للغاز المصدر من عرض خطوط الانبعاث؛ ومن ثَم باستخدام المعادلة = GM/r v²  لسرعة المدار الدائري، نجد أن كتلة الثقب الأسود هي G / cT v² .

بالتزامن مع التأثير القوي لعدسة الجاذبية، يمكن استخدام تقلبات إضاءات الأقراص التراكمية للنجوم الزائفة لتحديد مقياس الكون والبحث عن تكتلات المادة المظلمة.