إتش دي 163296

القرص الكوكبي الأولي

في هذا الإطار، حدد قرص نجمي محيطي مستبين حول النجم للمرة الأولى في عام 1997 بواسطة مرصد وادي أوينز الراديوي. وقدر نصف المحور الرئيسي للقرص في البداية بنحو 110 وحدات فلكية. ثم كشفت أرصاد STIS أن القرص أكبر من ذلك بكثير، إذ يبلغ نصف قطره 450 وحدة فلكية، ويميل بنحو درجة، وله منطقة مركزية خالية. واكتشفت حلقة خارجية في الضوء المبعثر بواسطة جهاز NACO في المقراب الكبير جدا (VLT)، وبدت الحلقة في البداية مقطوعة. ثم أظهرت أرصاد مصور الكواكب في مرصد جيميني الحلقة كاملة. واللافت وجود إزاحة بين موضع النجم ومحيط الحلقة، ومرد ذلك على الأرجح الضوء المبعثر على سطح القرص؛ فالقرص المتوهج المائل يجعل الحلقة تبدو مزاحة. وتقتفي صور الضوء المبعثر حبيبات الغبار الصغيرة. وأظهرت أرصاد الغبار بواسطة ألما (ALMA) حلقات متعددة، وهي أرصاد تقتفي حبيبات الغبار الأكبر في المستوى الأوسط للقرص. وقدم فريق مشروع DSHARP في عام 2018 صورا عالية الميز للغبار وأحادي أكسيد الكربون التقطت بألما، وأظهرت هذه الصور الجديدة الحلقات المعروفة سابقا وحلقة داخلية ذات فجوة وهلالا غباريا قرب الحلقة B67. ويظهر القرص الخارجي إضاءة متغيرة مع الزمن بين عامي 2011 (سوبارو) و2016 (جهاز SPHERE في VLT)، ويرجح أن هذا التغير الزمني ناجم عن ظلال يلقيها القرص الداخلي. ووجدت أرصاد جديدة بواسطة STIS حلقة خارجية عند 330 وحدة فلكية، ورصدت كذلك تغيرات متغيرة مع الزمن. وتقل الكتلة الكلية للقرص (غازا وغبارا) عن 0.35 ، أو تتراوح بين 0.01 و0.15 . وللحلقة B67 كتلة غبارية تبلغ 81 ± 13 كتلة أرضية، وللحلقة B100 كتلة غبارية تبلغ كتلة أرضية.

النجم

علاوةً على ذلك، وأظهرت أرصاد المحلل الطيفي التصويري (STIS) على متن هابل سديمية هيربج-هارو التي كثيرا ما ترتبط بنجوم هيربيغ Ae، وسميت هذه السدم HH 409 A/B/C. إضافة إلى ذلك، اكتشفت بواسطة STIS نافورة في انبعاث ليمان ألفا وانبعاث السيليكون، بلغت سرعتها 335-380 كم/ث. وأظهرت أرصاد مرصد تشاندرا أن انبعاث الأشعة السينية يسيطر عليه تراكم المادة المنهمرة من القرص على سطح النجم، كما اكتشف انبعاث سيني بمحاذاة نافورة ليمان ألفا. وخلص فريق حلل بيانات XMM-نيوتن إلى أن انبعاث الأشعة السينية لا ينشأ من صدمة التراكم، واقترح الفريق أن الانبعاث يأتي من الصدمة عند قاعدة النافورة ومن إكليل النجم. وصورت النافورة كذلك تصويرا مباشرا بمقراب VLT وجهازه ميوز (MUSE) في خطي انبعاث H-ألفا والكبريت.

النظام النجمي

كذلك، وشهد النجم حدث خفوت في سنة 2001 انخفض فيه قدره الظاهري في النطاق V بمقدار 0.8، ثم ازداد سطوعه في سنة 2002 في الأشعة تحت الحمراء القريبة. وقد أعيد إنتاج هذا السلوك بنمذجة سمة شبيهة بالنافورة مع ريح قرصية. وتنشأ الريح القرصية من تفاعل النجم مع الحافة الداخلية للقرص، وهو ما يقذف الغبار والغاز بعيدا عن القرص. وقد نجم الانخفاض في السطوع عن كتلة غبارية قذفت في الريح القرصية فحجبت الضوء في النطاق V، لكنها زادت السطوع في الأشعة تحت الحمراء القريبة.

في هذا الإطار، عرف إتش دي 163296 أول مرة في فهرس هنري درابر. ثم تبين أول مرة أن للنجم خطوط انبعاث هيدروجينية غريبة في سنة 1925، بناء على أرصاد أجراها في مرصد جبل ويلسون كل من باول ميريل وميلتون هيومايسون وكورا بورويل. وصنف النجم يومها بأن نوعه الطيفي A2e. وفي عام 1984، اعتبر إتش دي 163296 للمرة الأولى نجم هيربيغ Ae لأن خط H-ألفا وخطي NaD تظهر فيها حردة P الدجاجة. وقد شكك حينها في كونه نجم هيربيغ Ae، غير أنه استنتج أن النجم يحيط به غلاف غباري استنادا إلى فائض قريب من الأشعة تحت الحمراء. وفي سنة 1989، وجد لاحقا أن خطوط المغنيسيوم والكالسيوم تتغير على المدى القصير في أرصاد مستكشف الأشعة فوق البنفسجية الدولي، وهو ما يبين أنه شبيه بنجم هيربيغ Ae المسمى AB ممسك الأعنة.

إضافةً إلى ذلك، وحدد عمر النجم أول مرة بنحو 5 ملايين سنة، غير أن بعض الأعمال الحديثة تجد أن عمره 10 ملايين سنة، وتجد أعمال حديثة أخرى أعمارا بين 6 و7 ملايين سنة. ويشتبه في أن النجم يتحرك حركة مشتركة مع مرشح الجرم النجمي الفتي 2MASS J17564004-2159530، بفاصل قدره 30,600 وحدة فلكية. ويشتبه كذلك في أن النجم قد ينتمي إلى مجموعة متحركة صغيرة من 13 نجما تسمى HSC 103، وسيكون إتش دي 163296 وإتش دي 166191 ألمع عضوين فيها. غير أنه ليس من الواضح ما إذا كانت هذه النجوم تنتمي إلى المجموعة نفسها.

كواكب محتملة

في هذا الإطار، يعتقد أن الفجوات في القرص المحيط بإتش دي 163296 قد حفرتها كواكب حديثة التكون. وحتى عام 2023، اقترح وجود أربعة كواكب في القرص. وفيما يلي الفجوات وشرح للكواكب المرشحة فيها:

وعلى صعيد آخر، فجوة D141: استدل على كوكبين غير شمسيين بكتلة زحل من نضوب الغاز والغبار في الحلقتين الغباريتين الوسطى والخارجية اللتين رصدهما ألما، وسيقيم هذان الكوكبان عند 100 و160 وحدة فلكية. غير أنه يحتمل ألا تكون هناك كواكب أصلا وأن تكون مؤثرات أخرى سبب هذه الأرصاد. ويمكن تفسير اضطرابات غاز CO بكواكب بكتلة المشتري عند 137 وحدة فلكية. وتقترح دراسة أخرى كتلة قدرها 0.46 على مسافة 105 وحدات فلكية، وكوكبا آخر عند 160 وحدة فلكية كتلته 0.58 . واكتشف مرشح شبيه بالنقطة بواسطة كاميرا نيركام (NIRCam) عند 111 وحدة فلكية خارج الحلقة B100، غير أن هذا المرشح يقع في موضع مختلف عن موضع الانعطاف السرعي، وتقترح له كتلة بين 2 و4 ، ويلزم رصد متابعة لتأكيده.

وفي هذا السياق، فجوة D270: اقترح مرشح آخر من اضطراب غاز القرص، يوحي بكوكب كتلته 2 عند نحو 260 وحدة فلكية. ولم يكتشف هذا المرشح بجهاز SPHERE لكن لم يمكن استبعاده. وتفسر البنية الحلزونية لغاز CO بهذا الكوكب، إذ ينتج أثرا كوكبيا تولده رنينات ليندبلاد.

ومن ناحية أخرى، فجوة D45: يمكن إعادة إنتاج الهلال الواقع عند 55 وحدة فلكية بكوكب كتلته 0.15 عند 54 وحدة فلكية. وقدرت دراسة أخرى الكتلة بـ1.07-2.18 من حجم الفجوة. وتقترح المحاكاات الهيدروديناميكية كتلة قدرها 0.46 . ووجدت نمذجة لاحقة أن كوكبا بكتلة المشتري يمكن أن يفسر اللاتماثل الهلالي الشكل عند 48 وحدة فلكية، ويمثل الهلال غبارا كتلته بين 10 و15 ، محتجزا عند نقطة لاغرانج L5 للكوكب. وقد يمثل انبعاث الكربون المتموضع عند موقع الكوكب المقترح في فجوة D45 تدفقا داخلا إلى الكوكب الأولي أو خارجا منه أو رياحا قرصية. وتقترح دراسة أخرى وجود كوكبين دون زحليين داخل فجوة D45 في رنين مداري 4:3، ويفسر الهلال على أنه غبار محتجز في نقطة L5 للكوكب الخارجي.

إضافةً إلى ذلك، فجوة D86: يمكن تفسير اضطرابات غاز CO بكوكب بكتلة المشتري عند 83 وحدة فلكية. وتقترح إحدى الدراسات أن كتلة هذا الكوكب قد تبلغ 0.07-0.14 . وحدد مصدر شبيه بالنقطة عند 67 وحدة فلكية في أرصاد مرصد كيك بوصفه كوكبا أوليا محتملا كتلته 6-7 ، وقد يكون أقل كتلة إذا كان يحيط بالكوكب قرص حول كوكبي. غير أن مصدر كيك النقطي لم يكتشف في تصوير جهاز سفير (SPHERE)، وهو ما يستبعده كوكبا ضخما، وإن ظل يحتمل أن يكون كوكبا أقل كتلة إذا كان طيفه شديد الاحمرار. ويشير انعطاف سرعي في غاز CO إلى وجود كوكب عند 94 ± 6 وحدات فلكية كتلته 1 .

وفي هذا الصدد، فجوة D10: تقترح إحدى الدراسات أن الفجوة يحفرها كوكب كتلته 0.35-0.71 .

تركيب القرص

وفي هذا السياق، في سنة 1999، نشرت أرصاد بين 3 و15 ميكرومترا أجريت في مرفق ناسا لمقراب الأشعة تحت الحمراء. وأظهر الطيف انبعاث سيليكات متسقا مع مزيج من الزبرجد الزيتوني والبيروكسين. ورأت الدراسة في ذلك دليلا على حبيبات ستندمج لاحقا في مذنبات غير شمسية. ونشرت في سنة 2000 أرصاد أجريت بواسطة مرصد الأشعة تحت الحمراء الفضائي، ووجد الفريق سيليكات لابلورية وجليد ماء وأكاسيد الحديد ونسبة صغيرة من سيليكات بلورية كبيرة جدا (بأحجام بين المليمتر والسنتيمتر). وكشفت أرصاد جهاز PACS في مرصد هيرشل عن ماء دافئ وعن جزيء الهيدروكسيل. وأظهرت أرصاد المصفوف دون المليمتري أن خط جليد أحادي أكسيد الكربون يبدأ عند نحو 155 وحدة فلكية. ثم رصد ألما أحادي أكسيد الكربون (CO) وجزيئات أخرى بميز أعلى. واكتشف خط ثلج CO بالاستعانة بجزيء DCO+ (ألدهيد مديوتر). ووجد تحليل آخر لبيانات ألما أن انبعاث N2H+ مقتف أفضل لخط ثلج CO، وأن هذا الخط يقع عند 90 وحدة فلكية (عند 25 كلفن). ورصد الفورمالدهيد في أنحاء القرص كله، لكنه وجد معززا في القرص الخارجي، وقد يعزى ذلك إلى هدرجة جليد CO على حبيبات الغبار وتسامي الفورمالدهيد بفعل الأشعة فوق البنفسجية، أو إلى أن إنتاج الفورمالدهيد في الطور الغازي أكفأ. ولم يكتشف الميثانول في القرص المحيط بإتش دي 163296، ووفرته أدنى مقارنة بنجم TW الشجاع، ويرجح أن ذلك يعود إلى اختلاف الإشعاع النجمي. ولخط ثلج الماء حد أعلى يبلغ 8-20 وحدة فلكية وفق أرصاد ألما.