نجم متوهج

النجم المتوهج (بالإنجليزية : Flare star) هو نجم متغير يمكن أن يخضع لزيادة حادة لا يمكن التنبؤ بها في شدة سطوعه لعدة دقائق . ويعتقد أن هذه التوهجات مشابهة للتوهجات الشمسية في أنها تنشأ عن تجدد الإتصال المغناطيسي في الغلاف الجوي للنجوم. تشغل تلك النجوم الجزء الأسفل من نجوم النسق الأساسي وتتميز بنشأة التوهجات فيها بطريقة غير دورية تطلق خلالها كميات هائلة من الطاقة ولفترة قصيرة . توصف النجوم المتوهجة بأنواع التصنيف الطيفي المتأخر من عمر النجم ويكون عادة من فئة K أو M ذات خطوط طيف انبعاث من الهيدروجين .

توهج على سطح الشمس.

تم اكتشاف أول نجم مضيء معروف وهو ( V 1396 Cygni and AT Microscopii) عام 1924 م، بينما أفضل نجم تم اكتشافه هو النجم (UV Ceti) والذي تم اكتشافه عام 1948 م. وتصنف النجوم المشابهة حالياً باستخدام الاختصار (UV Ceti Type) كتصنيف عام للنجوم المتوهجة .

يمكن أن تحدث هذه التوهجات مرة كل عدة أيام، وربما أقل من ذلك كما في حالة النجم بارنارد . ومعظم النجوم المتوهجة تكون قزمية حمراء خافتة برغم أن الأبحاث الحديثة أثبتت أنه يمكن للنجوم البنية القزمية الأقل ضخامة القدرة على التوهج .

بعض الأنواع الأخرى من النجوم يتم حثها على التوهج عن طريق نجم مرافق في نظام ثنائي مما يسبب تكون المجال المغناطيسي وجعله متشابكاً .

التوهجات

تشابه التوهجات النجمية الانفجارات أو التوهجات الشمسية من حيث مصدر نشأتها وما ينتج عنها من كميات من الطاقة. ويوصف التوهج النجمي من نوع UV-Ceti بكونه أضعف في قدره المطلق مما يحدث في الشمس ويمكن رؤيتها في نطاق الضوء الأبيض. وتعود التوجهات إلى تواصل في الخطوط المغناطيسية للنجم التي تحدث في الهالة . وتعمل الطاقة الناتجة على تسريع الجسيمات المشحونة في الجزء الأسفل من الهالة القريب من الغلاف اللوني وتتصادم مع المادة الكثيفة في تلك المنطقة. فتسخن البلازما في الغلاف اللوني وتصعد بسرعة متزايدة إلى الهالة. ويمكن مشاهدة التوهجات في نطاقات الأشعة السينية و الموجات الراديوية و الأشعة فوق البنفسجية وكذلك في نظاق الضوء المرئي. .[1][2] ويتسم منحنى الانبعاث التوهجي عادة بارتفاع سريع ثم يتهادى منخفضا ببطء . وقد تظهر التوهجات بطريقة شبه دورية نابضة خلال نشاطها . فيبدو المنحنى الضوئ متغيرا في شدة لمعانه، مثلما نراه في النشاط الشمسي . ولا يعرف بالضبط ما هي الآلية من وراء هذه التوهجات النابضة الشبه دورية . .[3]

قد تحدث تلك التوهجات بمعدل توهج واحد كل ساعة ولكن معظمها يبقى ذو مطال صغير في شدة اللمعان . وقد تصل شدة اللمعان إلى 5 قدر ظاهري حيث يقل عدد التوهجات بزيادة الطاقة المنبعثة منها طبقا لدالة لوغاريتمية. ويعتمد مطال التوهج (الطاقة المنبعثة) على طول الموجة الكهرومغناطيسية حيث تقل بالتدريج من الأشعة فوف البنفسجية إلى الأشعة تحت الحمراء.[4]

تصنف التوهجات إلى توهجات طويلة المدى وتوهجات قصيرة زمنيا . تمتلك التوهجات السريعة طاقات عالية ويماثل سريانها توهجات الاشعة السينية الشمسية . أما التوهجات البطيئة فهي تبدأ متزايدة الطاقة ببطء ثم تنخفض أيضا ببطء. وتكون مطالاتها أصغر وتستغرق في نشأتها نحو 30 دقيقة . ويمكن اعتبار مسارات التوهجات المعقدة بأنها تراكب لتوهجات سريعة وأخرى بطيئة . .[5] ويعتقد أن الفرق بين التوهجات السريعة والبطيئة سببه التوزيع على سطح النجم . فالمناطق النشطة التي تظهر فيها التوهجات السريعة نراها كتوهجتت سريعة نحو الأرض، ويبدو لنا تفاعلها مع سطح النجم . فإذا كانت المنطقة النشطة على الناحية الأخرى من النجم، فلا يمكن مشاهدة من الارض إلا تفاعل الإلكترونات المسّرعة مع طبقات الغلاف اللوني العليا ومع الهالة . عندئذ نرى تفاعلها على هيئة توهجات بطيئة .[6]

بقع نجمية

نرى على سطح النجم UV-Ceti بقعا نجمية مشابهة للبقع الشمسية . وتتميز البقع النجمية بأنها مناطق منخفضة الحرارة، ذلم لأن خطوط المجال المغناطيسي تمنع انتقال الطاقة من داخل النجم إلى سطحه (الغلاف الضوئي). وتعتبر كلا من البقع النجمية والتوهجات صفتين من من صفات النجوم المغناطيسية النشطة . .[7] وينشأ النشاط المغناطيسي من انتقال الطاقة بالحمل إلى الطبقات العليا من جو النجم بالإضافة إلى اختلاف الدوران التفاضلي للنجم حول محوره (اختلاف سرعة دوران مادة النجم عبر مناطقه المختلفة من خط الاستواء إلى القطبين ) . وهذا يؤدي إلى حركة البلازما المؤينة ونشأة مجال مغناطيسي على النجم . وتكون شدة الإشعاع للأشعة السينية تقريبا متساوية بين 1025,5 إلى 1029,5 إرج/الثانية وربما تكون حصيلة لعدد كبير من التوهجات البالغة الصغر Nanoflares.[8]

نجوم متوهجة قريبة

عثر على عدد كبير من النجوم المتوهجة من نوع UV-Ceti قريبة من المجموعة الشمسية في حيز أبعاد تصل إلى نحو 15 سنة ضوئية عنا (أنظر قائمة أقرب النجوم إلينا). من ضمنها UV Cet و YZ Cet و روس 248 و وولف 359 وغيرها .

النجوم المتوهجة تكون قزمة باهتة اللون وتميل إلى الاحمرار، وقد عثر على بعضها على مسافة ألف سنة ضوئية من الأرض .

بروكسيما القنطور

إن أقرب جار نجمي إلى الشمس (بروكسيما القنطور) هو نجم متوهج يخضع لزيادة عشوائية في سطوعه تبعا للنشاط المغناطيسي . وينشأ المجال المغناطيسي في النجم عن طريق الحمل الحراري في جميع أنحاء الجسم النجمي، ويولّد النشاط التوهجي لبروكسيما القنطور (أو بروكسيما سنتوري) كمية من الأشعة السينية مساوية لما ينبعث من الشمس .

نجم بارنارد

هو ثاني أقرب نظام نجمي ويعتبر من النجوم المتوهجة أيضاً.

مراجع
  1. Akiko Uzawa et al. (2011), "A Large X-ray Flare from a Single Weak-lined T Tauri Star TWA-7 Detected with MAXI GSC" (in German), Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics, arXiv:1108.5897v1
  2. B. Fuhrmeister, S. Lalitha, K. Poppenhaeger, N. Rudolf, C. Liefke, A. Reiners, J. H. M. M. Schmitt, J.-U. Ness (2011), "Multi-wavelength observations of Proxima Centauri" (in German), Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics, arXiv:1109.1130v1
  3. Qian S.-B., Zhang J., Zhu L.-Y., Liu L., Liao W.-P., Zhao E.-G., He J.-J., Li L.-J., Li K. and Dai Z.-B. (2012), "Optical flares and flaring oscillations on the M-type eclipsing binary CU Cnc" (in German), Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics, arXiv:1204.6104v1
  4. H. A. Dal, S. Evren (2012), "The Statistical Analyses of Flares Detected In B Band Photometry of UV Ceti Type Stars" (in German), Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics, arXiv:1206.3761
  5. H. A. Dal and S. Evren (2012), "A New Method To Classify Flares Of UV Ceti Type Stars: Differences Between Slow And Fast Flares" (in German), Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics, arXiv:1206.5791
  6. H. A. Dal and S. Evren (2012), "Rotation Modulations and Distributions of The Flare Occurrence Rates On The Surface Of Five UV Ceti Type Stars" (in German), Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics, arXiv:1206.5792
  7. John R. Percy (2007) (in German), Understanding Variable Stars, Cambridge: Cambridge University Press, ISBN 978-0-521-23253-1
  8. I. Crespo-Chacon, G. Micela, F. Reale, M. Caramazza, J. Lopez-Santiago, and I. Pillitteri (2007), "X-ray flares on the UV Ceti-type star CC Eridani: a “peculiar” time-evolution of spectral parameters" (in German), Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics, arXiv:0706.3552v1

    وصلات خارجية

    اقرأ أيضا
    • بوابة علم الفلك
    • بوابة نجوم
    نجم متوهج في المشاريع الشقيقة
    This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.