حدد علماء الفلك لأول مرة فئة “ضائعة” من الأنظمة النجمية التي تنبعث منها الأشعة السينية.

نجم حار يدور بسرعة ويحيط به قرص من الغاز، γ Cassiopeiae يقذف المواد إلى الفضاء المحيط، مكونًا أقراصًا مسطحة من الغاز. وهي التي تعطي خطوط الانبعاث المميزة في الطيف. غالبًا ما تشكل هذه النجوم اللامعة جزءًا من الأنظمة الثنائية، وتلعب دورًا مهمًا في تطور النجوم الضخمة. تتنبأ النماذج النظرية بأن رفاقها يمكن أن يكونوا نجومًا نيوترونية، أو ثقوبًا سوداء، أو أقزامًا بيضاء، أي بقايا مدمجة من النجوم المضيئة. صحيح أن γ ذات الكرسي برزت بشكل كبير من الصورة العامة منذ منتصف القرن العشرين. وتبين أنه مصدر قوي بشكل غير عادي لإشعاع الأشعة السينية، حيث أنه أكثر سطوعًا بنحو 40 مرة من النجوم الضخمة النموذجية. ويحدث ذلك في البلازما شديدة الحرارة، حيث تصل درجة الحرارة إلى ما يقرب من 100-150 مليون درجة، وتتغير الشدة بشكل عشوائي خلال ثوانٍ. كشفت الملاحظات المبكرة أيضًا عن خطوط طيفية محددة للحديد، بما في ذلك ما يسمى بخط الفلورسنت. ويحدث ذلك عندما تقوم الأشعة السينية “بإضاءة” مادة أكثر برودة. ولكن ما الذي يخلقها بالضبط؟

على مر العقود، طرح علماء الفلك مجموعة متنوعة من الفرضيات. الأول يربطه بالعمليات المغناطيسية التي تحدث على النجم نفسه والتفاعل مع قرصه. والثاني ينطوي على تراكم المادة على كائن مصاحب مدمج. لكن لم يكن هناك دليل مباشر على هذه الإصدارات: فالأدوات لم تسمح لنا “برؤية” حركة مصدر خطوط الأشعة السينية بدقة. تغير كل ذلك مع إطلاق مرصد XRISM المجهز بمقياس الطيف عالي الدقة Resolve. وبمساعدتها أجرى العلماء سلسلة من الملاحظات لـ γ ذات الكرسي في مراحل مدارية مختلفة ولأول مرة قاموا بقياس “التحولات” بدقة في الخطوط الحديدية. وتبين أن خطوط الأشعة السينية تتحول كما لو أن مصدر الإشعاع لا يتحرك مع النجم نفسه، بل مع رفيقه. وفي هذه الحالة، يصل سعة الإزاحات إلى ما يقرب من 100 كيلومتر في الثانية، وهو ما يتوافق مع السرعة المتوقعة للحركة المدارية لجسم مضغوط. وهذا يعني أن البلازما الساخنة التي تنبعث منها الأشعة السينية تقع بجوار القمر الصناعي – المصدر الحقيقي للطاقة. علاوة على ذلك، أظهر تحليل عرض الخطوط الطيفية أن الإشعاع لا ينشأ في الجزء الداخلي من القرص الذي يدور بسرعة، بل يتشكل بالقرب من سطح الرفيق. ونشرت نتائج العمل العلمي في مجلة علم الفلك والفيزياء الفلكية.

تشير كل هذه العلامات إلى سيناريو محدد: على ما يبدو، القمر الصناعي γ Cassiopeia هو قزم أبيض يلتقط المواد من قرص النجم. يتم تسخين المادة المتساقطة إلى درجات حرارة شديدة وتنتج أشعة سينية، وينعكس بعضها عن سطح الرفيق، مكونًا خط الحديد الفلوري المرصود. وهكذا، ولأول مرة، يمكن أن يُنسب γ Cassiopeia إلى فئة الأنظمة الثنائية التي تم التنبؤ بها منذ فترة طويلة ولكن غير ملحوظة تقريبًا: نجم Be وقزم أبيض. يعد هذا اكتشافًا مهمًا لأن النظريات تنبأت بأن مثل هذه الأنظمة يجب أن تكون عديدة، وربما ما يصل إلى نصف نجوم Be لها رفاق من الأقزام البيضاء. ومع ذلك، حتى الآن كان من المستحيل عمليا اكتشافها. أصبح من الواضح الآن أن الأجسام الشبيهة بـ “γ Cas” – وهي فئة فرعية نادرة من نجوم Be ذات انبعاث غير عادي للأشعة السينية – هي هذه الأنظمة المخفية. وتشير التقديرات إلى أنها تشكل نحو 10% من نجوم Be المبكرة، وهو ما يوفر بالفعل إحصائيات مهمة لاختبار نماذج تطور الأنظمة الثنائية. γ تشكل Cas النقطة المركزية للكوكبة المميزة على شكل حرف W ذات الكرسي / © Astronomy Now/Greg Smye-Rumsby ولكن هناك مشاكل: الخصائص المرصودة لمثل هذه الأجسام لا تتطابق تمامًا مع التوقعات. على سبيل المثال، تختلف كتل النجوم المضيئة وتكرار حدوثها عن تلك المتوقعة. قد يعني هذا أن النماذج الحالية للنقل الجماعي في الأنظمة الثنائية تحتاج إلى مراجعة. في الواقع، نحن لا نتحدث فقط عن حل لغز فلكي واحد، ولكن عن تصحيح الصورة الكاملة لتطور النجوم المزدوجة الضخمة – من التكوين إلى المراحل النهائية من الحياة، بما في ذلك انفجارات السوبرنوفا وتشكيل الأجسام المدمجة. اتضح أن γ Cassiopeia تحولت من حالة شاذة إلى مفتاح لفهم فئة كاملة من الأنظمة التي ظلت “غير مرئية” لعقود من الزمن – وربما تشكل جزءًا كبيرًا من سكان المجرة.