الومضات المتلاشية للثقوب السوداء: السر في الدوران السريع للنجم ✦
عندما يقترب نجم مرارًا من ثقب أسود فائق الكتلة، تقوم قوى المد والجزر بتمزيق مادته، مما يتسبب في انفجارات. من المدهش أنه عند بعض المرشحين، يكون كل انفجار لاحق أخفت من سابقه - لم تتنبأ النماذج بذلك. الفرضية: كان النجم في البداية يدور بسرعة، كما لو أنه قُذف عند تمزق نظام ثنائي قريب (آلية هيلز). أكدت المحاكاة الهيدروديناميكية: مع الدوران الأمامي بسرعة تصل إلى عشرات بالمئة من السرعة الحرجة للتمزق، يحدث الخفوت فعليًا. هذا دليل غير مباشر قوي لصالح آلية هيلز.
في مراكز المجرات، حيث ترقد الثقوب السوداء فائقة الكتلة ساكنةً وسط أسراب النجوم، تشتعل أحياناً نيرانٌ ذات قوة هائلة — إنها أحداث التمزق المدي. غير أن بعض هذه الأحداث تسلك سلوكاً غريباً: فهي تتكرر مراراً وتكراراً، وكل توهج جديد يكون أبهت من سابقه. فعلى سبيل المثال، أصدر الجسم eRASSt-J045650 خمس ومضات متتالية، بينما أظهر AT2022dbl عدة ومضات مع خفوت واضح. وقد صُقلت النماذج على مدى عقود، بدءاً من الأعمال الرائدة لكل من كارل شوارتزشيلد وجون أرتشيبالد ويلر. وكانت تلك النماذج تتنبأ بأنه إذا تمسك النجم بالحياة ولم يمت فوراً، فإن فقدان الكتلة يجب أن يتزايد أو يظل ثابتاً. لكن الكون يظهر عكس ذلك بعناد.
وجاء الحل من مجال نادراً ما يُنظر إليه: وهو الدوران الذاتي للنجم. تخيل راقصةً تدور بسرعة. إذا كانت تدور أصلاً بسرعة كبيرة، فإن أي دفعة إضافية لن تزيد سرعتها إلا قليلاً — فتُهدر الطاقة. هذا المبدأ هو مفتاح اللغز. فعندما يقترب نظام نجمي ثنائي بشكل خطير من ثقب أسود فائق الكتلة، يمكن أن يُؤسر أحد النجمين في مدار بيضاوي شديد الاستطالة، بينما يُقذف الآخر بعيداً (آلية هيلز). فإذا كان النجم المأسور يدور بسرعة وفي نفس اتجاه حركته المدارية — وهو سيناريو محتمل جداً للثنائيات المتقاربة — فإن قوى المد والجزر عند أقرب نقطة اقتراب تعجز عن إضافة دوران إضافي له. الشرط الحرج بسيط: عندما يكون التردد الزاوي للحركة المدارية عند الحضيض Ω_p قريباً من التردد الذاتي للنجم Ω_* مضروباً في عامل هندسي (Ω_p ≈ Ω_* × (M_BH/M_*)^{1/2} (R_*/r_p)^{3/2})، فإن عزم المد والجزر 'ينزلق'. ويتوقف النجم عن تجريد مادته بكفاءة. وهكذا تنشأ سلسلة من الومضات المتلاشية — فبدلاً من أن يتسارع دوران النجم أكثر فأكثر، يفقد مع كل دورة كمية أقل من الهيدروجين والهيليوم، ويتلاشى لمعانه.
أعادت المحاكاة العددية باستخدام طريقة الجسيمات الملساء (كود PHANTOM) مع نماذج أولية محسوبة وفقاً لوصفات التطور النجمي التي تعود إلى أعمال سوبرامانيان تشاندراسيكار، إنتاج هذه الصورة. فبالنسبة لنجم كتلته 1 M⊙ في مرحلة مبكرة (ZAMS) بمعامل دوران λ=0.7 من تردد التمزق، انخفض مستوى التراكم الأقصى، الملتقط ضوئياً، بنحو مرة ونصف خلال أربعة عبورات. أما بالنسبة لنجم أضخم ومتطور كتلته 3 M⊙ (TAMS, λ=0.8, β=1.0)، فكان الانخفاض أكثر وضوحاً. وبدون الدوران الأولي، كان الدوران الذاتي يتزايد بسرعة — ويزداد اللمعان، كما في الحسابات القديمة. إذن، فالنجوم المميزة — الضخمة التي تقدمت في العمر فأصبحت أكثر كثافة، والأهم من ذلك سريعة الدوران — هي المسؤولة عن العروض الباهتة. ويلعب نصف قطر المد والجزر r_t = R_* (M_•/M_*)^{1/3} دور الحد غير المرئي الذي تبدأ عنده الدراما: فكلما كان الثقب الأسود أضخم، امتدت أذرعه المدية أبعد، وكانت العواقب أشد تدميراً.
تنسج هذه النتائج في لوحة واحدة ديناميكية النجوم في نوى المجرات، ونمو الثقوب السوداء المركزية، ونشأة الأجسام فائقة السرعة. فكل وميض متلاشٍ هو صدى لتفكك نظام ثنائي قديم، ربما ترك نجماً شريداً بسرعة هائلة في أطراف المجرة. وفي السنوات القادمة، سيكشف كل من المطيافية عبر تلسكوب جيمس ويب الفضائي (JWST) ومسوحات LSST الشاملة عشرات الأحداث الجديدة من التمزق المدي المتكرر. وقد يتخفى بعضها في هيئة مستعرات عظمى، ولن يميز بينها إلا التحليل الدقيق لمنحنى اللمعان والطيف. وقد أظهر الجسم المعروف AT2018fyk انخفاضاً في اللمعان بمقدار كبير — ربما تكون التأثيرات النسبية قد نشطت هناك عند ثقب أسود كتلته مئة مليون كتلة شمسية. وكل حدث من هذا القبيل هو فرصة للنظر في قلب الهاوية الجذبية، وقراءة تاريخ رقصتها الصعبة مع الأبدية من خلال آثار النجوم الممزقة.
🎯 خلال اقتراب واحد، يفقد النجم جزءاً يسيراً من كتلته، لكن هذا يكفي ليشع لعدة أشهر أكثر سطوعاً من مجرة بأكملها — ذرة من مادة نجمية تطغى على ضوء مئات المليارات من الشموس.