الفلك

ما مدى قوة التوهجات النجمية على YZ Ceti؟

ما مدى قوة التوهجات النجمية على YZ Ceti؟

إجراء بحث عن لعبة ومحاولة فهم تداعيات التوهجات النجمية من YZ Ceti. باختصار (تجاهل الكواكب في الوقت الحالي) ، إذا كان الناس سيبنون محطات فضائية كبيرة من أنواع مختلفة (أسطوانات أونيل ، كويكبات مجوفة ، إلخ) ، فهل تشكل مشاعل YZ Ceti خطرًا كبيرًا عليهم؟ إذا كان الأمر كذلك ، فما هو تواتر وحجم هذا الخطر؟

والأفضل من ذلك ، ما هي المصادر الموثوقة التي يمكنني الرجوع إليها وكيف سأفسرها حتى أتمكن من معرفة ذلك بنفسي؟ لقد سئمت من البحث والعثور على منتديات برنامج Kerbal Space.


ما مدى قوة التوهجات النجمية على YZ Ceti؟ - الفلك

النجم الأساسي: لويتن 726-8

النجم المصاحب (النجوم): Luyten 726-8 A (M5V & # 9788)

المسافة من الأرض: 8.7 لاي

تعداد السكان: 1 مليون دولار

UV Ceti هو نجم قزم أحمر وأحد الأمثلة النهائية للنجم المتوهج ، يمكن للشمس أن تضيء 70 مرة في غضون ثوانٍ. لقد أدت التوهجات الفائقة إلى تعقيم الحياة ، وخاصة الكوكب ج الذي يدور في منتصف المنطقة الصالحة للسكن. تم بناء المدن المغلقة في الجبال حيث يمكن للمستعمرين الهروب ، في عمق الصخور ، وزيادة الإشعاع أثناء التوهج. قامت العديد من الشركات ببناء مختبرات علمية داخل المدن ، حيث أجريت تجارب غريبة بعيدًا عن الأنظار. خلال أوجها ، كان عدد سكان الكوكب أكبر بكثير مما هو عليه اليوم ، ومع ذلك لا يزال هناك مليون شخص يعيشون على هذا الكوكب تدعمهم في الغالب المعامل التي تستمر في العمل

UV Ceti C هو عالم يدور داخل منطقة النجوم الخافتة الضيقة الصالحة للسكن ، الكوكب مقفل تدريجيًا مما يعني أن نفس الجانب يواجه الشمس دائمًا. ينشر الغلاف الجوي السميك الحرارة حول السطح مما يمنع الجانب الليلي الدائم من التجمد. على الرغم من كونها درجة الحرارة المثالية للحياة ، فقد تم تعقيم السطح بواسطة توهجات الشمس الفائقة ، يعيش المستعمرون في مدن مغلقة مبنية في الجبال حيث يمكنهم الهروب من التوهجات تحت طبقات الصخور.

عالم متجمد وبارد يفتقر إلى أي جو ملحوظ. يدور جيدًا داخل مدار عطارد ، ويتجمد السطح بشكل دائم بسبب تعتيم النجم القزم الأحمر الأصلي. يسخن السطح أحيانًا أثناء التوهج ، ولكن بدون وجود غلاف جوي يحبس الحرارة فإنه يبرد على الفور.

عملاق غاز الهليوم الهيدروجين يدور حول النجم القزم الأحمر. يتوهج الكوكب باللون البرتقالي في الضوء الخافت لشمسه.


إعادة توصيل المجال المغناطيسي في التوهجات الشمسية والنجمية

تعتبر الملاحظات الراديوية حساسة للإلكترونات النشطة ، وبالتالي فهي أداة مهمة لدراسة خصائص التوهجات الشمسية. يمكن أن توفر الملاحظات متعددة الترددات عالية الدقة المكانية بأطوال موجية سنتيمترية معلومات مهمة عن منطقة إطلاق الطاقة أثناء التوهجات ، وبالتالي حول آليات إطلاقها. أدت التغيرات في الاستقطاب وهيكلها خلال المرحلة التمهيدية والاندفاعية إلى استنتاجات حول طوبولوجيا المجال المغناطيسي في منطقة الاشتعال / 1 /. لقد تعلمنا أن هياكل المجال المغناطيسي المتطورة غالبًا ما تؤدي إلى حدوث التوهج / 2 /. في هذه الورقة ، نناقش الدليل على إعادة الاتصال المغناطيسي في كل من التوهجات الشمسية والنجمية المشتقة من الملاحظات الراديوية. نقدم حالتين من التوهجات الشمسية التي تمت ملاحظتها جيدًا بواسطة VLA والتي تظهر الهياكل المغناطيسية المتفاعلة التي تؤدي إلى التوهج. كلتا الحالتين توحي بقوة بإعادة الاتصال. في الجزء الثاني من الورقة ، نناقش المزيد من الأدلة غير المباشرة بناءً على التوهجات في إكليل النجوم القزمة الحمراء.


المعدنية

يوفر التركيب الكيميائي للنجم أدلة مهمة حول تاريخه التطوري ، بما في ذلك عمره. يتكون الوسط النجمي للغبار والغاز الذي تولدت منه النجوم بشكل أساسي من الهيدروجين والهيليوم ، مع وجود آثار من العناصر الثقيلة. مع استمرار النجوم المجاورة في التطور والموت ، فإنها تزرع الوسط النجمي بنسب متزايدة من العناصر الثقيلة. وبالتالي ، فإن النجوم الأصغر سنًا تميل إلى أن تحتوي على نسبة أعلى من العناصر الثقيلة مقارنة بالنجوم الأكبر سنًا. يسمي علماء الفلك هذا الجزء من العناصر الثقيلة بالمعدنية.


متغيرات غريبة

متغيرات R Coronae Borealis هي نجوم عملاقة تبلغ درجة حرارة الشمس تقريبًا وتتميز أجواءها بكميات زائدة من الكربون وقليل جدًا من الهيدروجين. يظل سطوع مثل هذا النجم ثابتًا حتى يخفت النجم فجأة بعدة مقادير ثم يستعيد سطوعه الأصلي ببطء. (يظل لون النجم كما هو أثناء التغيرات في السطوع.) تحدث التعتيم بطريقة عشوائية ويبدو أنها ناتجة عن التركيزات الهائلة للكربون. في بعض الأحيان يتكثف بخار الكربون حرفياً في السخام ، ويتم إخفاء النجمة حتى تتبخر بطانية الضباب الدخاني. قد يحدث حجاب مماثل في بعض الأحيان في أنواع أخرى من النجوم ذات درجة الحرارة المنخفضة ، خاصة في المتغيرات طويلة المدى.

النجوم المتوهجة هي أقزام باردة (النوع الطيفي M) التي تظهر توهجات تشبه إلى حد كبير توهجات الشمس ، ولكنها أكثر شدة بكثير من تلك الموجودة في الشمس. في الواقع ، تكون التوهجات أحيانًا شديدة السطوع لدرجة أنها تطغى على الضوء الطبيعي للنجم. ترتبط التوهجات الشمسية بانبعاث غزير لموجات الراديو ، ويبدو أنه تم العثور على أحداث الموجات الراديوية والبصرية المتزامنة في النجوم UV Ceti و YZ Canis Minoris و V371 Orionis.

تُظهر المتغيرات الطيفية والمتغيرات المغناطيسية ، ومعظمها من النوع الطيفي A ، سعات صغيرة لتباين الضوء ولكن غالبًا ما تظهر تغيرات طيفية واضحة. تُظهر أطيافها عادةً خطوطًا قوية من المعادن مثل المنغنيز والتيتانيوم والحديد والكروم واللانثانيدات (وتسمى أيضًا التربة النادرة) ، والتي تختلف بشكل دوري في شدتها. تمتلك هذه النجوم مجالات مغناطيسية قوية ، تتراوح عادةً من بضع مئات إلى بضعة آلاف من الجاوس. نجمة واحدة ، HD 215441 ، بها حقل يقدر بـ 30000 جاوس. (يبلغ متوسط ​​قوة المجال المغناطيسي للأرض حوالي 0.5 جاوس.) لا يُعرف أن جميع النجوم المغناطيسية متغيرة في الضوء ، ولكن يبدو أن مثل هذه الأجسام لها مجالات مغناطيسية متغيرة. أفضل تفسير هو أن هذه النجوم تدور حول محور مائل. كما هو الحال مع الأرض ، لا يتطابق المحاور المغناطيسية والدورانية. تتركز الأيونات المختلفة في مناطق مختلفة (على سبيل المثال ، الكروم في منطقة واللانثانيدات في منطقة أخرى).

الشمس هي مصدر لموجات الراديو ، ولكن مع التقنيات الحالية ، لا يمكن الكشف عن انبعاثها الراديوي إلا من عدة فرسخ فلكي بعيدًا. تبين أن معظم مصادر الترددات الراديوية المنفصلة هي أشياء مثل المستعرات الأعظمية القديمة ، أو المجرات الراديوية ، أو الكوازارات ، على الرغم من تسجيل نجوم راديو معروفة في بعض الأحيان. وتشمل هذه النجوم المتوهجة ، والعملاق الأحمر العملاق مثل منكب الجوزاء ، والرفيق القزم ذو درجة الحرارة العالية إلى العملاق الأحمر ، والأصداف المقذوفة من Nova Serpentis 1970 و Nova Delphini. يتوافق الانبعاث الراديوي من الأجسام الأخيرة مع ما هو متوقع من غلاف متوسع للغاز المتأين الذي يتلاشى مع توهين الغاز. تم الكشف عن النجم المركزي لسديم السرطان باعتباره نجمًا راديويًا (وبصريًا) نابضًا.

كشفت القياسات من الصواريخ والبالونات والمركبات الفضائية عن مصادر مختلفة للأشعة السينية خارج النظام الشمسي. يبدو أن أقوى مصدر مجري ، Scorpius X-1 ، مرتبط بنجم متغير ساخن يشبه مستعرًا قديمًا. في جميع الاحتمالات ، هذا نظام نجمي ثنائي يحتوي على نجم عادي منخفض الكتلة ورفيق غير مضيء.

عدد من الحشود الكروية هي مصادر للأشعة السينية الكونية. يظهر بعض انبعاث الأشعة السينية على شكل تقلبات شديدة في الإشعاع تستمر لبضع ثوانٍ فقط ولكنها تتغير في شدتها بما يصل إلى 25 مرة. أصبحت مصادر الأشعة السينية هذه معروفة باسم الحفائر ، وقد تم اكتشاف العديد من هذه الأجسام خارج العناقيد الكروية أيضًا. تختلف بعض البرغر على أساس منتظم ، بينما يبدو أن البعض الآخر يتم تشغيله وإيقافه بشكل عشوائي. يعتقد التفسير الأكثر شيوعًا أن المتفجرات هي نتيجة أنظمة ثنائية يكون فيها أحد الكائنات - نجم نيوتروني مضغوط أو ثقب أسود (انظر أدناه حالات نهاية النجوم) - تسحب المادة من رفيقها ، نجم عادي. يتم تسخين هذه المادة بشدة في هذه العملية ، مما يؤدي إلى ظهور الأشعة السينية. غالبًا ما يكون الانبعاث على شكل رشقة ناتج عن شيء يقطع تدفق المادة إلى (أو إلى) الجسم المضغوط أو عن طريق الكسوف في مدار النظام الثنائي.


محتويات

تظهر فئات النجوم والأقزام البنية في ألوان أنواعها الطيفية (هذه الألوان مشتقة من الأسماء التقليدية للأنواع الطيفية ولا تمثل اللون المرصود للنجم). لا يتم سرد العديد من الأقزام البنية حسب الحجم المرئي ولكن يتم سردها حسب الحجم الظاهر لنطاق الأشعة تحت الحمراء القريب من النطاق J بسبب مدى تعتيمها (وغالبًا ما تكون غير مرئية) في نطاقات الألوان المرئية (U أو B أو V). المقدار المطلق (مع الموجة الكهرومغناطيسية ، نطاق "الضوء" المشار إليه بخط منخفض) هو قياس على مسافة 10 فرسخ عبر مساحة فارغة خيالية خالية من كل الغبار والغاز المتناثر. بعض الاختلالات والمسافات الناتجة هي قياسات تقريبية. [5]


مجالات مغناطيسية قوية ثنائية القطب في النجوم ذات الحمل الحراري الكامل والتي تدور بسرعة

الأقزام M هي أكثر النجوم عددًا في مجرتنا ، وتتراوح كتلتها بين 0.5 و 0.1 كتلة شمسية تقريبًا. يُظهر العديد منها نشاطًا سطحيًا مشابهًا نوعياً لشمسنا ويولد توهجات وتدفقًا عاليًا للأشعة السينية ومجالات مغناطيسية واسعة النطاق 1،2،3،4. هذا النشاط مدفوع بدينامو مدعوم بحركات الحمل الحراري في الداخل 2.5،6،7،8. إن فهم خصائص المجالات المغناطيسية النجمية في هذه النجوم يجد تطبيقًا واسعًا في الفيزياء الفلكية ، بما في ذلك نظرية الدينامو النجمي والظروف البيئية حول الكواكب التي قد تدور حول هذه النجوم. تتبع معظم النجوم ذات المغلفات الحملية علاقة دوران - نشاط حيث تتشبع مؤشرات النشاط المختلفة في النجوم بفترات دوران أقصر من بضعة أيام 2،6،8. ينخفض ​​النشاط تدريجيًا مع معدل دوران النجوم بشكل أبطأ. يُعتقد أنه نظرًا للعلاقة التجريبية الوثيقة بين إشعاع الأشعة السينية والتدفق المغناطيسي 9 ، فإن الحقول المغناطيسية النجمية سوف تتشبع أيضًا ، لقيم حوالي 4 كجم (المرجع 10). نحن هنا نبلغ عن اكتشاف المجالات المغناطيسية فوق حد التشبع المفترض في أربعة أقزام M بالحمل الحراري بالكامل. من خلال الجمع بين النتائج من الدراسات الطيفية والدراسات الاستقطابية ، نشرح النتائج التي توصلنا إليها من حيث نماذج الدينامو ثنائية الاستقرار 11،12: النجوم ذات المجالات المغناطيسية الأقوى هي تلك الموجودة في حالة دينامو ثنائي القطب ، في حين أن النجوم في حالة متعددة الأقطاب لا يمكنها توليد حقول أقوى من حوالي 4 كلغ. تقدم دراستنا أدلة رقابية على أن الدينامو في الأقزام M ذات الحمل الحراري الكامل يولد مجالات مغناطيسية يمكن أن تختلف ليس فقط في هندسة مكوناتها واسعة النطاق ، ولكن أيضًا في إجمالي الطاقة المغناطيسية.

يعتمد فهمنا لأصل وتطور المجالات المغناطيسية في الأقزام M على نماذج من دينامو الحمل الحراري المدفوع بالتناوب. توفر الملاحظات الحديثة اثنين من القيود الهامة لهذه النماذج.


6. Groombridge 34 A & # 8211 (11.62 سنة ligth)

Groombridge 34 هو نظام نجمي ثنائي في كوكبة المرأة المسلسلة الشمالية. تم اكتشاف هذا النجم في عام 1839 من قبل عالم الفلك البريطاني ستيفن جرومبريدج. كلا النجمين عبارة عن نجوم قزمة حمراء صغيرة وخافتة وخافتة للغاية بحيث لا يمكن رؤيتها بالعين المجردة. في الواقع ، إنهم يدورون حول مركزهم الباري المشترك في مدار دائري تقريبًا مع فصل حوالي 147 وحدة فلكية وفترة تقارب 2600 عام.

في أغسطس 2014 ، تم الإبلاغ عن أول كوكب يدور حول Groombridge 34 A. بينما الآن ، لدى Groombridge 34 A رفيقان ، أحدهما هو Groombridge Ab والذي من المتوقع أن يحتوي على 3.03 من كتلة الأرض على الأقل والآخر Groombridge Ac الذي يتوقع أن يحتوي على 36 كتلة أرضية على الأقل. تبلغ مدتها المدارية حوالي 11.4 يومًا وحوالي 7600 يومًا على التوالي.


في أغسطس 2017 ، أعلن فريق من علماء الفلك بقيادة Nicola Astudillo-Defru عن اكتشاف ثلاثة كواكب حول YZ Ceti بعد القياسات باستخدام Echelle Spectrograph HARPS من المرصد الأوروبي الجنوبي (ESO). في وقت اكتشافهم ، كانوا أقل الكواكب الخارجية الكتلة التي تم العثور عليها باستخدام طريقة السرعة الشعاعية.

تم تسمية الكواكب الثلاثة YZ Ceti ب , YZ Ceti ج و YZ Ceti د وهي أقرب كثيرًا إلى نجمها المركزي من عطارد للشمس. تتراوح أوقاتها المدارية بين حوالي 2 و 4.6 يوم أرضي فقط. الحد الأدنى من كتلتها يمكن مقارنته بكتلة الأرض. يحتوي YZ Ceti b على 0.75 مرة ، و YZ Ceti c 0.98 مرة ، و YZ Ceti d 1.14 ضعف الكتلة الدنيا للأرض. يستمر YZ Ceti b و YZ Ceti c في الدوران تقريبًا في صدى 2: 3 حول YZ Ceti. يُعتبر الكوكب الذي تبلغ كتلته الدنيا 0.472 كتلة أرضية وفترة مداره 1.04 يومًا أرضيًا ممكنًا ، ولكن لا يمكن تأكيده على وجه اليقين.

نظام الكواكب من YZ Ceti
كوكب
(بالمسافة من النجم)
اكتشاف
(عام)
كتلة
(في م )
دورة الزمن
(في الايام)
الرئيسية شبه المحور
(في أستراليا)
شذوذ
YZ Ceti ب 2017 0.75 ± 0.13 1.96876 ± 0.00021 0.01557 ± 0.00052 0.0 ± 0.12
YZ Ceti ج 2017 0.98 ± 0.14 3.06008 ± 0.00022 0.02090 ± 0.00070 0.04 ± 0.11
YZ Ceti د 2017 1.14 ± 0.17 4.65627 ± 0.00042 0.02764 ± 0.00093 0.129 ± 0.096


البقع النجمية

على سطح نجوم UV Ceti توجد بقع نجمية مشابهة للبقع الشمسية. البقع النجمية هي منطقة ذات درجة حرارة منخفضة لأن خطوط المجال المغناطيسي تعيق نقل الطاقة من باطن النجم إلى الغلاف الضوئي. إذا تم الكشف عن البقع النجمية ضوئيًا ، يتم تخصيص النجوم أيضًا لفئة النجوم BY-Draconis. البقع النجمية والتوهجات هما خاصيتان للنجوم النشطة مغناطيسيًا لا تختلف في خصائصها الفيزيائية. النشاط المغناطيسي هو نتيجة لانتقال الطاقة بالحمل الحراري في الطبقات الخارجية من الغلاف الجوي بالاشتراك مع الدوران التفاضلي. هذا يؤدي إلى حركة البلازما المتأينة وتوليد مجال مغناطيسي عالمي. السطوع الثابت للأشعة السينية هو 10 18.5 ... 22.5 واط وربما يكون نتيجة لعدد كبير من النانوفلاريس.

يمكن اشتقاق فترة الدوران ، التي عادة ما تكون بضعة أيام ، من الملاحظات الضوئية لبقع النجوم. تظهر المقارنة مع توزيع التوهجات أنه ، على عكس النماذج البسيطة ، لا يبدو أن هناك منطقة نشطة كبيرة على نجوم UV Ceti ، لكن التوهجات موزعة بالتساوي. لذلك ، من المحتمل أن توجد عدة مناطق نشطة أصغر مع نقاط نجم مقابلة على النجوم المتوهجة ، حيث تحدث أيضًا دوائر قصيرة مغناطيسية ، والتي هي سبب التوهجات.


الحواشي

بناءً على الملاحظات التي تم الحصول عليها باستخدام تلسكوب Apache Point Observatory 3.5 m ، الذي يمتلكه ويديره اتحاد أبحاث الفيزياء الفلكية.

يتم توزيع IRAF بواسطة المراصد الفلكية البصرية الوطنية ، التي تديرها رابطة الجامعات للبحث في علم الفلك ، بموجب اتفاقية تعاون مع مؤسسة العلوم الوطنية.

تم التفاف الطيف الهادئ مع جونسون ب و الخامس النطاقات (باستخدام منحنيات المرشح من Maíz Apellániz 2006) وقياسها لتتناسب مع التدفق من الأدب (الخامس = 11.2, ب = 12.8 Reid & amp Hawley 2005).

تظهر هذه الاتجاهات أيضًا في البيانات قبل تطبيق مقياس معايرة التدفق.