عندما بدأ مرصد (LIGO) فى العمل على رصد الموجات التجاذبية عن طريق قياس التداخل بين أشعة الليزر منذ ثلاث سنوات، فتح هذا نافذة على التصادمات التي تحدث بين الثقوب السوداء فى جميع انحاء الكون. فالثقوب السوداء  الثنائية ينتُج عنها انبعاث لموجات تجاذبية عند دوران الثقبين الأسودين حول بعضهما، وقد كشف مرصد (LIGO) عن هذه التموجات التى تحدث فى نسيج الزمكان. وعلى الرغم من أن رصد الثقوب السوداء الثنائية بد في الإنتشار، إلا أنه من الواضح أن  انبعاثات الموجات التجاذبية متناثرة وتحتوي على كثير من الضوضاء.

يعُد مرصد (LIGO) -الذى يعمل فى الوقت الحالى- جزءا من كواشف الجيل الثاني لإختبار ودراسة الموجات التجاذبية؛ وفى العقود القليلة القادمة سنشهد استخدام كواشف الجيل الثالث التى تتكون من   “Einstein Telescope”    و”Cosmic Explorer”. لذلك فمن المتوقع اكتشاف عشرات الألاف من الثقوب السوداء الثنائية  مما سيؤدي إلى كميات كبيرة من البيانات مقارنة بالبيانات التى تم جمعها حتى الأن عن عشرات الثقوب السوداء الثنائية بواسطة مرصد (LIGO) الحالى. ولكن رغم كل هذا التقدم مع كواشف الجيل الثالث التي سترصد آلاف الثقوب السوداء الثنائية إلا أن هذا لايزال ضئيلا جداً مقارنةٍ بملايين المجرات التى استطعنا رصدها.

لا نستطيع تحديد مكان اندماج الثقوب السوداء الثنائية بدقة، لكن من خلال الكواشف التى نستخدمها نستطيع تقدير مناطق تواجد هذه الثقوب السوداء الثنائية بشكل تقريبي. فقدرة مرصد (LIGO) الحالى على تحديد مكان الثقوب السوداء الثنائية ينتُج عنها منطقة تتراوح بين 30 الى 2200 درجة مربعة على القبة السماوية (للتوضيح؛ تُعتبر كوكبة الشجاع أكبر الكوكبات النجمية، وهى تغطى مساحة 1300 درجة مربعة على القبة السماوية)، لذلك فأن دقة تحديد مكان الثقوب السوداء الثنائية ضئيلة جداً فى الوقت الحالى. ولكن مع الجيل الثالث من الكواشف سنتمكن من حصر أماكن تواجد الثقوب السوداء الثنائية فى منطقة تساوى 1 درجة مربعة على القبة السماوية، ورغم هذه الدقة الكبيرة التى سنصل لها مع كواشف الجيل الثالث، إلا أنها لا تزال بعيدة جداً عن الدقة التى نملكها في تحديد أماكن المجرات.

يقوم مؤلفو هذا المقال بإستخراج المعلومات عن الثقوب السوداء الثنائية من خلال هذه الكواشف الغير مثالية. ويقدمون طرق وأساليب لفهم العلاقة بين الثقوب السوداء الثنائية ، المجرات، نسيج الزمكان الأساسي -البنية ذات النطاق الواسع للمادة المظلمة  في مختلف أنحاء الكون . و هذا بدوره، ما سيوفر رؤية واضحة عن أصل الثقوب السوداء.

كاتب الملخص :  Kate Storey Fisher

المترجم  : يوسف محمد صالح 2020/07/26

Title: Probing the large scale structure using gravitational-wave observations of binary black holes

Authors: Aditya Vijaykumar, M. V. S. Saketh, Sumit Kumar, Parameswaran Ajith, and Tirthankar Roy Choudhury

Status: Open access on arXiv

موجات الجاذبية نوافذ على الكون

عندما بدأ مرصد (LIGO) فى العمل على رصد الموجات التجاذبية عن طريق قياس التداخل بين أشعة الليزر منذ ثلاث سنوات، فتح هذا نافذة على التصادمات التي تحدث بين الثقوب السوداء فى جميع انحاء الكون. فالثقوب السوداء  الثنائية ينتُج عنها انبعاث لموجات تجاذبية عند دوران الثقبين الأسودين حول بعضهما، وقد كشف مرصد (LIGO) عن هذه التموجات التى تحدث فى نسيج الزمكان. وعلى الرغم من أن رصد الثقوب السوداء الثنائية بد في الإنتشار، إلا أنه من الواضح أن  انبعاثات الموجات التجاذبية متناثرة وتحتوي على كثير من الضوضاء.

يعُد مرصد (LIGO) -الذى يعمل فى الوقت الحالى- جزءا من كواشف الجيل الثاني لإختبار ودراسة الموجات التجاذبية؛ وفى العقود القليلة القادمة سنشهد استخدام كواشف الجيل الثالث التى تتكون من   “Einstein Telescope”    و”Cosmic Explorer”. لذلك فمن المتوقع اكتشاف عشرات الألاف من الثقوب السوداء الثنائية  مما سيؤدي إلى كميات كبيرة من البيانات مقارنة بالبيانات التى تم جمعها حتى الأن عن عشرات الثقوب السوداء الثنائية بواسطة مرصد (LIGO) الحالى. ولكن رغم كل هذا التقدم مع كواشف الجيل الثالث التي سترصد آلاف الثقوب السوداء الثنائية إلا أن هذا لايزال ضئيلا جداً مقارنةٍ بملايين المجرات التى استطعنا رصدها.

لا نستطيع تحديد مكان اندماج الثقوب السوداء الثنائية بدقة، لكن من خلال الكواشف التى نستخدمها نستطيع تقدير مناطق تواجد هذه الثقوب السوداء الثنائية بشكل تقريبي. فقدرة مرصد (LIGO) الحالى على تحديد مكان الثقوب السوداء الثنائية ينتُج عنها منطقة تتراوح بين 30 الى 2200 درجة مربعة على القبة السماوية (للتوضيح؛ تُعتبر كوكبة الشجاع أكبر الكوكبات النجمية، وهى تغطى مساحة 1300 درجة مربعة على القبة السماوية)، لذلك فأن دقة تحديد مكان الثقوب السوداء الثنائية ضئيلة جداً فى الوقت الحالى. ولكن مع الجيل الثالث من الكواشف سنتمكن من حصر أماكن تواجد الثقوب السوداء الثنائية فى منطقة تساوى 1 درجة مربعة على القبة السماوية، ورغم هذه الدقة الكبيرة التى سنصل لها مع كواشف الجيل الثالث، إلا أنها لا تزال بعيدة جداً عن الدقة التى نملكها في تحديد أماكن المجرات.

يقوم مؤلفو هذا المقال بإستخراج المعلومات عن الثقوب السوداء الثنائية من خلال هذه الكواشف الغير مثالية. ويقدمون طرق وأساليب لفهم العلاقة بين الثقوب السوداء الثنائية ، المجرات، نسيج الزمكان الأساسي -البنية ذات النطاق الواسع للمادة المظلمة  في مختلف أنحاء الكون . و هذا بدوره، ما سيوفر رؤية واضحة عن أصل الثقوب السوداء.

إشارة غير دقيقة عن أصل تكون الثقب الأسود

ما علاقة الثقوب السوداء بنسيج الزمكان؟ الثقوب السوداء كأى جسم ذو جاذبية، من المتوقع أن تكون مؤشراً لتتبع توزيع المادة المظلمة.

السؤال المطروح هو كيف يمكن التحقق من أصل الثقوب السوداء الثنائية، عن طريق تتبع أثرها على توزيع المادة المظلمة – مدى تشابك  هذه الثقوب السوداء الثنائية مع نسيج الزمكان. فإذا كانت أسلاف الثقوب السوداء الثنائية المندمجة هى فى الأساس الثقوب السوداء الأولية التى تكونت خلال نشأة الكون، فإن إشارات الموجات التجاذبية ستكون أداة ممتازة لتعقُب المادة المظلمة. وفى هذه الحالة ستكون الثقوب السوداء الثنائية محايدة تماماً فى تعقُب المادة المظلمة. لكن إذا كانت الثقوب السوداء الثنائية ذات أصل نجمي (تشكلت بعد انهيار النجوم) فإن الثقوب السوداء الثنائية ستميل للتكون فى المجرات الضخمة والمليئة بالنجوم. وتكّون هذه المجرات الضخمة سيكون متأثر بنسيج الزمكان مما يعنى أنها ستميل للتكون فى المناطق التى تحتوى على أكبر كثافة ممكنة من المادة المظلمة – لذلك فى هذه الحالة ستكون الثقوب السوداء الثنائية متأثرة أيضاً بالمادة المظلمة.

لكى نكتشف أصل تكون الثقوب السوداء الثنائية، قام الباحثون بإنشاء نماذج لتوزيع للثقوب السوداء الثنائية تعتمد على محاكاة للمادة المظلمة. فقاموا بتوزيع الثقوب السوداء الثنائية بناءً على معامل يدل على مدى تأثر هذه الثقوب السوداء الثنائية بالمادة المظلمة ويسمى “معامل التحيز”. ففي بعض عمليات المحاكاة تم افتراض عدم تأثر  الثقوب السوداء الثنائية  بالمادة المظلمة  و في هذه الحالة يكون معامل التحيز يساوي 1، بينما في عمليات المحاكاة الأخرى فالثقوب السوداء  الثنائية تملك معاملات تحيز معتدلة (تساوي 1.2 ) أو قوية  (تساوي 1.5).

و من أجل الأخذ بعين الإعتبار عدم دقة الكواشف -فى تحديد مكان الثقوب السوداء الثنائية، تم تعيين مناطق أخطاء (إرتيابات) لكل الثقوب السوداء الثنائية الحقيقية، بإستعمال  الدقة التى تمتلكها كواشف الجيل الثالث  فى تحديد أماكن الثقوب السوداء الثنائية، مما ينتج عنه مجال للاحتمالات كما يظهر فى الشكل (1). لذلك تُختار نقطة مختلفة من منطقة الخطأ لتمثيل رصد غير مؤكد لثنائي ثقوب سوداء.

الشكل (1): مجال الاحتملات لتواجد الثقوب السوداء  الثنائية الناتجة عن المحاكاة، مع انحياز طيفي للأحمر  يساوي 1.1. تمُثل المناطق المضيئة بالأحمر المناطق التى تملُك احتمالات أعلى لتواجد الثقوب السوداء  الثنائية “هذا الشكل هو الشكل(2) فى مقال البحث الأصلى

قام الباحثون بعدها بحساب دالة الارتباط (2PCF) للثقوب السوداء الثنائية، والتي تقيس تجمع هذه الثقوب السوداء الثنائية على مجموعة من النطاقات، من 10 إلى 50 ميغا فرسخ (Mpc). تتسبب المواقع غير المؤكدة بتشويه  دالة الإرتباط (2PCF) مقارنةً  بدالة الإرتباط للمادة المظلمة أو للمجرات. ورغم ذلك ، يمكن لـدالة الإرتباط المشوهة التمييز بين القيم المختلفة لمعامل الانحياز. يوضح الشكل 2 قيم دالة الارتباط (2PCF) للثقوب السوداء الثنائية الناتجة عن المحاكاة بإستعمال معامل إنحياز= 1.5، مقارنة بدالة الارتباط  (2PCF) المتوقعة بناءً على معطيات  مناطق تواجد الثقوب السوداء الثنائية. هذا ما سيمكن من الحصول على دالة الارتباط (2PCF)   الحقيقية للثقوب السوداء الثنائية.

الشكل (2): دالة الترابط للثقوب السوداء الثنائية الناتجة عن المحاكاة، توضح كيفية تجمع الثقوب السوداء الثنائية بدلالة المسافة الفاصلة بينها. دالة الترابط للثقوب السوداء الثنائية مشوهة مقارنة بدالةالترابط للمجرات وهذا بسبب الإرتيابات الكبيرة فى تحديد أماكن الثقوب السوداء الثنائية. الشكل 4 في المقال الأصلي

رؤية الثقوب السوداء الثنائية من خلال الكواشف الجديدة

قام الباحثون باستخدام برامج المحاكاة لتوقع مقدار معامل التجيز للثقوب السوداء الثنائية الناتج عن الرصد بكواشف الجيل الثالث. وذلك بافتراض أن الفترات الزمنية للرصد ستكون 3 ، 5 و 10 سنوات.

باعتبار حساسية القياس التي ستوفرها هذه الفترات من الرصد، فإن الباحثين يحاولون الحصول على قيم معامل التحيز من برامج المحاكاة، والنتائج تظهر في الشكل (3). ولقد وجدوا أنه كلما قل الانزياح الطيفي نحو الأحمر(الكون القريب)، فأن الكواشف المستقبلية تستطيع قياس معامل التحيز بدقة تصل الى 20% حتى خلال مدة رصد 5 سنوات فقط . ولكن مع معامل الانزياح الطيفي نحو الأحمر ذو قيم عالية فإن نسبة الخطأ الكبيرة فى تحديد مكان تواجد الثقوب السوداء الثنائية سيجعل تحديد قيم معامل التحيز أمراً صعباً جداً، ولكن مدة رصد تصل الى 10 سنوات يمكنها تقييد قيم عامل التحيز إلى حد ما.

هذه التوقعات تدل على ان الجيل الثالث من الكواشف سيكون لديه القدرة على التمييز بين معاملات التحيز، وسيعطينا رؤية واضحة حول ما إذا كانت الثقوب السوداء الثنائية تأتى من الثقوب السوداء الأولية أم أنها ناتجة عن انهيار النجوم (ثقوب سوداء نجمية). الطريقة المتّبعة فى هذه الدراسة تعتمد فقط على رصد موجات تجاذبية و لا تعتمد على رصد موجات كهرومغناطيسية. وهذا يعنى ان بُعد مصدر الموجات يعتمد فى تقديره  فقط على الموجات التجاذبية بدلاً من الانزياح الطيفى نحو الأحمر، مما يسمح لنا بتمييز الثقوب السوداء الثنائية عن بقية الظواهر التى تحدث فى نسيج الزمكان. فهذا يوفر لنا نهجا جديدا لا يعتمد على الانزياح الطيفي نحو الأحمر للبنية ذات النطاق الواسع، بالإضافة الى نتائج واعدة فى اكتشاف أصل الثقوب السوداء الثنائية فى المستقبل.

الشكل (3): معامل تحيز  الثقب الأسود الثنائى الناتج من المحاكاة، مع الأخذ بعين الاعتبا رحساسية القياس للجيل الثالث من الكواشف على فترات زمنية  للرصد قدرها 3 ، 5 و 10 سنوات. الشكل على اليسار يمثل حالة عدم التحيز “معامل التحيز=1” ، الشكل فى المنتصف يمثل حالة تحيز بشكل معتدل “معمل التحيز=1.2″، الشكل على اليمين يمثل حالة تحيز بشكل كبير “معامل التحيز=1.5”.

المترجمة : سارة نبيل

العنوان : Betelgeuse Just Isn’t That Cool: Effective Temperature Alone Cannot Explain the Recent Dimming of Betelgeuse 

المؤلف :  Emily M. Levesque, Philip Massey

مؤسسة المؤلف الاول : قسم الفلك ، جامعة واشنطن,، Seattle

Status: Accepted for publication in ApJ Letters, available on arXiv

تلقت نجمة منكب الجوزاء المعروفة منذ القدم،  الكثير من الاهتمام في الاشهر الاخيرة. ذلك لأن هذا العملاق الأحمرالفائق القريب منا، بدى أخفت من العاده .و بما أن منكب الجوزاء يُعتبر ألمع عملاق أحمر  فائق في سماء الليل، فقد تمكن باحثو وهواة الفلك من تتبع  تغيرات سطوع هذا النجم بمرور الزمن، وهذا ما يسمى “منحنيات الضوء”.

عادةً، يتم قياس سطوع النجم في أطوال موجية محددة لأن ضوء النجوم ليس أحادي اللون . ويتم تعريف المجال V (الذي هو جزء من المجال المرئي)  عند الطول الموجي 550 نانومتر  ، والذي يتطابق مع الأطوال الموجية التي تراها العين البشرية.

في 7 ديسمبر 2019 ، قام فريق من الفلكيين برصد سطوع منكب الجوزاء فوجدوا قيمته 1.12  قدر ¹  (V = 1.12 Magnitude)، مقارنة بقيمته النموذجية  0.2-0.3 قدر. كانت هذه أضعف قيمة تم تسجيلها منذ 50 عام ( لأسباب تاريخية، تزيد قيمة  القدر لما تنخفض  قيمة السطوع) . ومع مرور الوقت استمر انخفاض سطوع منكب الجوزاء حتى وصل الى اقل قيمة له ( 1.61 قدر) في 30 من يناير 2020 . عندها،  تم كذلك اقتراح أن خفوت منكب الجوزاء يتباطأ.

———————————-

• القدر هو مقياس لوغاريتمي لسطوع جسم في السماء و هو ترجمة مصطلح magnitude

نجم ساطع أو نجم يحتضر؟

لقد فسر كثير من الباحثين و كذلك عامة الناس سلوك منكب الجوزاء الغريب على أنه إشارة لتحول النجم إلى مستعر أعظم (supernova) ، و الذي يمكن رصده بالعين المجردة ويبقى ظاهراً لعدة أيام . و على الرغم من أن هذا التفسير مثير للإهتمام ، إلا أنه الأقل إحتمالا . و كبديل له،  يرى الكثير من الباحثين ( بما فيهم مؤلفي  هذا المقال)  أن هذا الخفوت  يمكن أن يكون ناتجا عن تركيب نجم منكب الجوزاء بذاته . وخصوصا التغيرات التي تحدث على سطح منكب الجوزاء ، التي يمكن أن تُخفٍض درجة حرارتها الظاهرة بشكل مؤقت. ووفقا لقانون إشعاع الجسم الأسود ،  فسيتسبب هذا الإنخفاض في درجة الحرارة  في إصدار بعض من ضوء منكب الجوزاء في أطوال موجية ذات طول أكبر ،والتي لن يتم رصدها ضمن المجال V.

حافظ على برودتك

يدرس مؤلفو هذا المقال مدى برودة منكب الجوزاء ، وما إذا كان ذلك كافياً لتفسير انخفاض لمعانها في سماء الليل. حيث بدأوا في أداء قياسات للطيف الضوئي البصري على العملاق الأحمر الفائق في 15 فبراير 2020 باستخدام مطياف ضوئي بصري على تلسكوب ( Lowell Discovery telescope – LDT) ذو  مرآة قطرها 4.3 متر . و يستعمل مصطلح “قياس الطيف الضوئي ” ببساطة للدلالة على  قياس طيف النجم ، حيث يُعدًًل تدفقه تناسبا مع طول الموجة

قام  المؤلفون بتقدير الحرارة الظاهرية لِعيٍنة مكونة من 74 عملاق أحمر فائق في مجرتنا،   من ضمنها منكب الجوزاء . استخدموا طريقه معروفه، يتم فيها قياس شدة خطوط الامتصاص الناتجة عن اكسيد التيتانيوم (Tio) في النجم ومقارنتها بالقيم المتوقعة في نماذج الغلاف الجوي النجمي .

و تمت مقارنة طيف منكب الجوزاء لشهر فبراير 2020 بطيف تم رصده في شهر مارس 2004 حيث كان سطوع منكب الجوزاء حوالي 0.5 قدر ، أي أكبر من سطوعه في 15 فبراير 2020 بـحوالي 1.1 قدرا. كانت درجة الحرارة الموافقة للسطوع في 2004 حوالي 3650 كلفن مقارنة بـ 3600 كلفن في 2020 . لاحظ المؤلفون أن القدر الظاهري  (أو التدفق ) في 2020 أقل  مما تم  رصده في 2004 ، لكن  الشكل الإجمالي للطيف متشابه . (الشكل 1)

يرتبط ظهور مجالات خطوط إمتصاص ثنائي اكسيد التيتانيوم (Tio) الأكثر شدة مع درجة الحرارة الظاهرية المنخفضة. قام الباحثون بمقارنة درجة حرارة منكب الجوزاء مع  نجوم معروفة من صنف العمالقة الحمراء الفائقة في العينة المدروسة ، وتوصلوا الى أن منكب الجوزاء في 2020 كان أبرد  قليلاً عما كان عليه في 2004 .

تجدر الإشارة إلى أن  درجات الحرارة التي تم قياسها تملك هامش خطأ يبلغ  حوالي 25 كلفن ، وهذا ما قد يزيد أو يقلل من اختلاف درجات الحرارة الفعلية إلى حد كبير.

وجد المؤلفون أن درجة حرارة منكب الجوزاء لم تنخفض بشكل يتناسب مع انخفاض سطوعه . وإذا كان للحمل الحراري السطحي تأثير ، فإن الفرق المتوقع في درجة الحرارة سيكون أكبر من 50 كلفن. هذا يعني ان فترة “البرودة” المؤقته على سطح منكب الجوزاء ليست – على الأرجح –  السبب الرئيسي لإنخفاض سطوع منكب الجوزاء ،  ولا بد أن هناك سببا آخر يؤثر على سطوعه.

الشكل 1 : قياس الطيف الضوئي لمنكب الجوزاء من 2004 (بالاحمر) إلى 2020 (بالاسود) ، يظهر انخفاضاً ملحوظاً  في التدفق على المحور العمودي بدلالة أطوال الأمواج الممثًلة على المحور الأفقي. خطوط إمتصاص TiO تظهر على عند أطوال الأمواج 4800، 5000 و 5900 بشكل بارز .

الغبار….

لقد قام الباحثون كذلك بقياس كمية الاغبرة على امتداد خط البصر إلى منكب الجوزاء ، حيث يعطي هذا تفسيراً  محتملا آخرا لانخفاض سطوع هذا النجم . يمكن أن يتسبب الغبار المحيط ، الناتج عن فقدان منكب الجوزاء  لجزء من كتلته ،  في حجب الضوء الناتج عنه  وبالتالي يبدو  أكثر خفوتا . ولكنهم وجدوا أنه ليس هناك تغيير واضح في كمية الغبار بين عامي 2004 و 2020 .  غير أنهم أقروا أن هذا الإستنتاج  يفترض إعتماد نموذج خاص لإمتصاص الغبار. لكن الملاحظات الرصدية  أظهرت بأن فقدان العملاق الأحمر الفائق لجزء من كتلته  ينتج غبارا ذو حبيبات أكبر بكثير مما يُتوقع في نموذج الاغبرة المرجعي .

سوف يتسبب الغبار المحيط المُكون من حبيبات أكبر في تأثير أكبر لإخماد سطوع النجم. لأن الغبار المحيط أكثر “رمادية” ، ويمتص الضوء في الطيف البصري بدلاً من امتصاصه في أطوال موجية نحو الأزرق ، وهذا ما يتوافق  مع التغير في المجال V لمنكب الجوزاء .

اعتباراً من 22 فبراير ،تمت الإشارة في Astronomer’s Telegram  إلى أن خفوت منكب الجوزاء قد توقف رسمياً بل وبدأ  هذا الأخير يسطع تدريجياً مرة اخرى . وما زاد الموضوع غرابة هو أن سطوعه يأتي في وقت معين.

يحتاج الباحثون إلى رصد في مختلف الأطوال الموجية، و خاصة في مجالي الأشعة فوق البنفسجية و تحت الحمراء لمعرفة العمليات النجمية التي تحدث في منكب الجوزاء و التي قد تكون سبباً في تفسير هذه الفترة من النشاط المثير و غير معتاد. و سيكون الفلكيون في حالة ترقب دائم لرصد ظواهر مشابهةمستقبلاً .

The TESS Mission’s First Earth-Like Planet Found in an Interesting Trio

كاتب الملخص  Haley Wahl

المترجم : كيرلس عادل عطا  2020/7/25

Authors: Emily A. Gilbert, Thomas Barclay, Joshua E. Schlieder, et al.

Department of Astronomy and Astrophysics, University of Chicago, Chicago, Illinois, USA

Title: The First Habitable Zone Earth-sized Planet from TESS. I: Validation of the TOI-700 System

Status: Submitted to AAS Journals, open access on arXiv

 مقدمة

تم  اكتشاف أول كوكب  خارج مجموعتنا الشمسية سنة 1992, ومنذ ذلك الوقت إزدهر مجال البحث حول هذه الكواكب  مع العديد من الاكتشافات المثيرة للاهتمام . من كوكب الماس (the diamond planet) الدائر حول نجم نيتروني ، إلى الكوكب الوردي العملاق (the giant pink planet) الدائر حول نجم في كوكبة برج العذراء . تتسابق العديد من المراصد حول العالم لإيجاد أحدث الاكتشافات القيمة في مجال الكواكب خارج مجموعتنا الشمسية  و التي تشبه كوكب الأرض، مما يجعلها  ذات أهمية خاصة .

أعلن فريق بحث بقيادة طالب دراسات عليا بجامعة شيكاغو عن أول كوكب بحجم كوكب الأرض ، موجود في المنطقة الصالحة للعيش (المنطقة المحيطة بالنجم أين يمكن العيش على الكوكب نظرا لتوفر الشروط اللازمة ) . تم إكتشافه بفضل مرصد TESS *. و كان  محيط هذا الكوكب مفاجأة للفلكيين .

———————————————————-

*TESS = Transiting Exoplanet Survey Satellite مرصد فضائي مهمته  البحث عن الكواكب خارج النظام الشمسي

البحث عن الكواكب في كل الأماكن الصحيحة

من أكثر الأسئلة التي يرغب الناس في طرحها : “هل توجد حياة في مكان آخر من الكون؟” و “هل يوجد نظام شمسي آخر به كواكب تشبه كواكبنا ؟”, للإجابة على هذه الأسئلة , شيًد  الفلكيون مراصد أكبر و أكثر تطورا لمحاولة العثور على كواكب خارج مجموعتنا الشمسية، خصيصا تلك التي تشبه كوكبنا .

أُطلٍقت  مهمة كيبلر  (Kepler) عام 2009،  بغرض البحث عن هذه الأنواع من الكواكب تحديدا ، كواكب لها نفس حجم الأرض و نفس مدار الأرض حول نجوم تشبه الشمس , و كذلك  لمعرفة تعدادها في الكون .

حققت المهمة اكتشافات مذهلة , مثل اكتشاف كوكب خارجي له نفس كثافة الأرض , كوكب  موجود في نظام نجوم ثنائي , و أول كوكب ذو حجم قريب من حجم الأرض و يتواجد في المنطقة الصالحة للعيش حول نجمه، و هذا الأخير عبارة عن نجم قزم من نوع M، حجمه يعادل نصف حجم الشمس . مهمة كيبلر الموسعة  K2 تركز على النجوم ذات الكتل الصغيرة ، مما أدى لإكتشاف مئات الكواكب الصغيرة ، و البعض منها موجود في المناطق الصالحة للعيش  حول نجومها . مهمة كيبلر ومهمة K2 إكتشفتا معا  أكثر من 3000 كوكب خارج مجموعتنا الشمسية .

الكواكب الموجودة خارج مجموعتنا الشمسية صغيرة جدا وبعيده للغاية لذلك يصعب العثور عليها . يستخدم الفلكيون أربع طرق :

1. طريقة العبور ( تشير الى مدى تعتيم النجم عندما يمر كوكب امامه او يحجبه) .
2. طريقة التمايل ( تشير إلى كيفية دوران الكوكب و النجم حول مركز كتلة  هذا النظام) .
3. التصوير المباشر ( تعني التقاط صور للكوكب، هذه الطريقة مباشرة ولكنها صعبة ومقيٍدة) .
4. مفعول العدسات التجاذبية  الصغير ( نرصد هذا المفعول عندما ينحني الضوء من نجم بعيد حول نظام نجم / كوكب ) .

أطلق القمر الصناعي لمسح الكواكب الخارجية TESS  عام  2018 ، و صمم للبحث عن الكواكب الصغيرة  في المناطق المجاورة  لنظام الشمسي باستخدام طريقة العبور .

في مقال اليوم سنناقش النتائج الأولى لإكتشاف كواكب بحجم الأرض موجودة في المنطقة القابلة للسكن حول نجم قزم من نوع M,  و هذه الكواكب موجودة في نظام ثلاثي غريب.

النجم المضيف

إن  فهم خصائص النجم المضيف  يُشكل المفتاح لتحديد  مدى قابلية العيش على الكواكب التي تدور حوله. النجوم القزمة من النوع  M أصغر و أعتم من الشمس، ولكنها أكثر إنتشارا في الكون .

النجم ،الذي عثر فريق  البحث على الكواكب  تدور حوله، يسمى TOI-700 . لتحديد خصائصه الأساسية كالكتلة ودرجة الحرارة، استخدم فريق البحث ثلاث طرق مختلفة للمصادقة على النتائج .

بعد استخدام العلاقات المعروفة  والتأكد من التوزيع الطيفي للطاقة بدلالة الاطياف المعروفة،  و استخدام التحليل الطيفي ، إستنتج فريق البحث أن النجم يملك درجة حرارة فعالة مقدارها 3000 كلفن (تقريبا ثلثي درجة حرارة الشمس ) وكتلته  و قطره يعادلان نصف  كتلة و قطر الشمس . و لم يجد فريق البحث أي توهج للنجم على مدى خمس سنوات من الرصد، مما يشير إلى إنخفاض نشاط المجال المغناطيسي للنجم, جاعلا هذا النظام أكثر قابلية للعيش

المنطقة القابلة للعيش و الكواكب الثلاث

بتحليل مدى تعتيم النجوم أثناء دوران الكواكب حولها , حدد فريق البحث وجود ثلاث كواكب، سميتTOI-700d ،  TOI-700c ،TOI-700b حسب ترتيبها من الكوكب الداخلي (الأقرب إلى النجم) إلى الكوكب الخارجي (الأبعد عن النجم). و قُدرت أنصاف أقطارها ( بدلالة نصف قطر الأرض) بـ 1.01  ± 0.09 , 2.63  ± 0.4 , و 1.19  ± 0.11   على الترتيب.

يوضح الشكل 1 مدى خفت  الكواكب لضوء النجم.

حجم الكوكبين TOI-700b  و TOI-700d يعادل تقريبا حجم الأرض، بينما TOI-700c  من صنف نبتون صغير .  يستقبل  TOI-700d حوالي 90% من الطاقة التي تستقبلها الأرض من الشمس ، وهذا يجعله ضمن المنطقة القابلة للعيش  حول النجم. بعد ايجاد هذا الكواكب قام فريق البحث باختبارات بإستعمال العديد من البرمجيات للتأكد من إكتشافاته .

كل واحد من هذه الكواكب الثلاثة اجتاز هذه الاختبارات وكان إحتمال الإنذارات الكاذبة  اقل من 1% ( احتمال الإنذارات الكاذبة هو إحتمال ان تكون الاشارة المرصودة ناتجة عن شيء آخر كضوضاء الجهاز).  حُددت كتل الكواكب d , c , b بحوالي 1.07 , 7.48 , 1.72 كتلة الأرض ، على الترتيب.

     TESS الشكل 1:يمثل منحنيات الضوء التي رصدتها

الخط الوردي يمثل مقدار التعتيم المتوقع من مرور  الكوكب أمام النجم, اللون الأزرق يمثل البيانات الفعلية.

كيف نفسر وجود كوكب من صنف نبتون صغير بين كوكبين بحجم الأرض  

إن وجود  أكبر كوكب في  وسط النظام المُكتشف أمر محير بعض الشيء. فمن المعتاد أن الكواكب في نظام معين لها أحجام متقاربة، وفي حالة نظامنا الشمسي فإن الكواكب الداخلية صغيرة وصخرية والكواكب الخارجية كبيرة وغازية، بينما  في هذا النظام المُكتشف، فإن الكوكب الغازي ذو الكثافة المنخفضة محصور بين الكواكب الصخرية متماثلة الكتلة وذات كثافة أعلى .

الشكل 2 يمثل  الكوكب بالمقارنة مع أنظمة أخرى .

لتفسير ما سبق فإن فريق البحث يفترض أن الكوكبين الداخليين تكونا بطريقة أسرع مع تراكم غلاف غازي معتبر حولهما، بينما الكوكب الخارجي فتكون بطريقة أبطأ وبتراكم غاز أقل، وبعدها فقد الكوكب الداخلي الأقرب إلى النجم غلافه الغازي بطريقة ما.

من الممكن ايضا ان الكوكب الاوسط تكوًن خارج هذا النظام الكوكبي ثم انتقل للداخل، لكن كيفية حدوث هذا الإنتقال لا تزال غير واضحة لفريق البحث

يصعب تفسير هذا النظام الغريب،  لكنه بمثابة مختبر غني بالمعلومات سيسمح بإكتشاف آليات تكوين الانظمة متعددة الكواكب المعقدة

مقارنة بالأنظمة الأخرى المعروفة  TOI-700 كواكب

المحور السفلي يظهر التدفق (أو الطاقة التي تتلقاها الكواكب مقارنة بالطاقة التي تتلقاها الأرض

والمحور العلوي يظهر المسافة بين النجم والكواكب بدلالة الوحدة الفلكية (المسافة بين الأرض والشمس

قبل 30 عاما، لم نكن نعلم حتى بوجود كواكب حول نجوم أخرى. أما الآن، فنعرف الآلاف من هذه الكواكب والبعض منها  قد تكون قابلة للعيش .اكتشاف الكواكب الجديدة خارج النظام الشمسي، مثل النظام الذي تعرفنا عليه في هذا المقال، يجعلنا نعيد التفكير في كيفية تكوين الكواكب وخواص النجوم التي يمكن أن تدور حولها  كواكب .

المراصد الجديدة كمرصد ا جيمس ويب الفضائي ستزيد من عدد اكتشافات الكواكب خارج النظام الشمسي. من يدري ما ستكتشفه  مستقبلا من كواكب غريبة

GW190412: The first gravitational waves from a lopsided black hole merger

بقلم: Sumeet Kulkarni ترجمة : صابر مخلوف

العنوان الأصلي للمقال :

GW190412: Observation of a Binary-Black-Hole Coalescence with Asymmetric Masses

Authors: The LIGO Scientific Collaboration, the Virgo Collaboration

Status: Available on arXiv [open access]

https://arxiv.org/abs/2004.08342

يصعب التصديق أنه قد مرت خمس سنوات منذ أول اكتشاف للأمواج التجاذبية* من طرف مرصد  ¹LIGO. لكن الآن أصبح هذا الإنجاز، الذي لم يكن بوسعنا سابقًا تخيله، روتينًا يوميًا بفضل التطور التكنولوجي  للكواشف وتعاون LIGO مع مرصد الموجات التجاذبية الأوروبي ²Virgo. فقد نشر المرصدان ، خلال العام الماضي، 56 حدثا مرشحا ليكون أمواجا تجاذبية أثناء الجولة الثالثة للرصد، التي توقفت لمدة شهر بسبب جائحة COVID-19.

لكن هناك أخبار سارًة، فقد بدأ التعاون في نشر نتائج الرصد انطلاقًا من تحليل البيانات. وأُعلن لأول مرة عن الحدث المكتشف GW190412، في الملتقى الافتراضي الذي نظمته الجمعية الفيزيائية الأمريكية APS في شهر أفريل، ويتميز هذا الحدث الفريد من نوعه بما يلي:

1. اختلاف في الكتل:

جميع الثقوب السوداء التي رصدها المرصدان LIGO-Virgo في أول جولتين من الرصد،  كانت ذات أحجام متشابهة. وكانت نسبة الكتلة بين الثقب الأسود الأكبر كتلة والآخر الأقل كتلة حوالي 1.

——————————————————————————–

* لترجمة gravitational يُستعمل عادة مصطلحي : تجاذبية أو ثقالية

(1)    LIGO = Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory

مرصد الموجات الثقالية بالتداخل الليزري

(2) مقياس التداخل   Virgo interferometer

لكن وُجد أن هذه النسبة في الحدث الجديد GW190412 بعيدة إلى حد كبير عن 1. فتُقدر كتلة الثقب الأسود الأضخم بحوالي 30 كتلة شمسية، والأخف بحوالي 8 كتل شمسية. ويوضح الشكل 2 توزيع احتمالات النسبة بين الكتل q لهذا النظام الثنائي على المحور الأفقي.

الشكل 1 : تحدث “الزقزقة” المميزة للأمواج التجاذبية لما يلتف الثقبان الأسودان الواحد حول الآخر بسرعة، و يصدران إشعاع ثقالي و يقتربان من بعضهما، دون مراعاة مسافة التباعد الإجتماعي ، وهذا ما يسبب زيادةً في تردد الإشعاع المنبعث مع مرور الزمن.

1. اللف المغزلي (Spin) للثقب الأسود الأضخم:

إن مطابقة البيانات مع نماذج الأشكال الموجية المعقدة لا يخبرنا فقط عن تشوه النسيج الزمكاني بسبب إندماج الثقبين الأسودين، بل كذلك إن كان هذان الأخيران يلفان كلُُ حول نفسه و يلتفان حول بعضهما على شكل دوامة خلال هذا الإندماج.

وهذه هي المرة الأولى التي يكتشف فيها تعاون LIGO-Virgo لفًا مغلزيًا مميزا لا يساوي الصفر. ويوضح  لنا الشكل 2،  معامل اللف المغزلي الفعال  effective spin المُستنتج للنظام الثنائي على المحور العمودي ، و الذي هو مزيج الألفاف المغزلية للثقبين الأسودين، حيث تتم موازنة كل لف مغزلي بكتلة الثقب الأسود الموافقة. في هذا الحدث و بما أن أحد الثقبين الأسودين أضخم من الآخر-على غير العادة – نستنتج أنه يساهم أكثر في قيمة اللف المغزلي الفعال.

الشكل 2: يمثل النسبة بين الكتل المستنتجة و اللف المغزلي الفعال لاندماج النظام الثنائي في الحدث GW 190412. تشير Phenom PHM و EOBNR PHM إلى طريقتين مختلفتين لنمذجة النظام الثنائي واستنتاج معاملاته من البيانات، حيث يرمز PHM إلى مبادرة* الثقبين الأسودين (دورانهما حول محور يغير إتجاهه حسب شكل مخروطي) وأنماط من درجات عليا للأشكال الموجية للثقبين الأسودين. وجود إختلافات صغيرة في قيم  المعاملات المستنتجة يوضح صعوبة محاكاة عمليات الاندماج المعقدة.

1. توافقات الأشكال الموجية ذات درجات عليا

تتطور ثنائيات الثقوب السوداء ذات الكتل المتوازنة وفق سلوك منتظم، فتبدو صورتها متناظرة في كل مرة تكمل فيها نصف مدارها. وكنتيجة لهذا، تنبعث الموجات التجاذبية بتردد يساوي ضعف التردد الزاوي للمدار.

————————————————————————————-

* نستعمل مصطلح مبادرة لترجمة مصطلح precession ، حسب معجم المصطلحات العلمية والفنية والهندسية أحمد الخطيب.

يُستعمل كذلك مصطلح  ” مداورة”

أما بالنسبة للثقوب السوداء غير المتوازنة، فيدور الثقب الأسود االأضخم حول نفسه في دائرة صغيرة، و يدور حولها الثقب الأسود الأصغر أيضًا بدل الدوران حول نقطة ثابتة. وهذا ما يؤدي إلى إصدار إشعاعات تجاذبية ذات ترددات عالية،  تُشكٍل توافقات ذات درجات عليا. فيستطيع محللو البيانات أن يحددوا بوضوح التوافق البارز الموالي في الإشارة، و الذي يقدر بثلاث أضعاف التردد المداري .

يُعرِف الموسيقيون النغمة ذات نسبة التردد 3:2 بأنها تشكل فاصل موسيقي متناغم. و بدلا من إنتاج ضجيج صاخب، فإن تصادم الوزن الفائق مع الوزن الخفيف في حالتنا هذه، ينتج لحنا مثاليا في سنفونية الزمكان

تساعدنا الأنظمة المكتشفة التي تصدر موجات تجاذبية قابلة للرصد، في دراسة تنبؤات النسبية العامة في الأنظمة ذات الجاذبية القوية جدًا، أين يُشوه  نسيج الزمكان إلى أقصى ما يمكن.

إن إمكانية اللعب بثقوب سوداء مختلفة الأحجام و التشكيلات في المخبر، كانت لتكون أمرا مثيرا جدا ﻷي فيزيائي نظري لامع و حتى لأنشتاين نفسه. لكن بما أن هذا الأمر ضرب من المستحيل، فنترك الطبيعة تقوم بالتجارب ونبني نحن المراصد العملاقة مثل LIGO و Virgo للحصول على النتائج. فيضيف كل حدث جديد مكتشَف معلومات قيّمة عن هذه الأنظمة الثنائية الموجودة في كوننا وكذا معدل إندماجها.

ونظرًا إلى أن الاندماج غير المتوازن GW190412 هو حدث فريد إلى حد الآن، فإنه يخبرنا كيف أن احتمال وجود ثقبين أسودين مضغوطين يتعلق بتغير النسبة بين كتلتيهما. كنا نعتقد أن الأجسام المتضادة (ذات كتل متباينة) ، لا تتفاعل في الأنظمة ذات الجاذبية القوية، لكن هذا الحدث الفريد من نوعه غيًر فهمنا الناتج عن أول عمليتي رصد، اللتين لم ترصدا أي نظام إندماج غير متوازن. ويدفعنا أيضًا إلى التفكير في كيفية إلتقاء هذا  الثنائي أول مرة، هل تطور في عزلة ، مع انهيار كل نجم إلى ثقب أسود  ذو حجم مختلف؟

أم هل تشكل من ثقبين أسودين متلاحقين في منطقة كثيفة النجوم؟

يشرح سيناريو التكوين الديناميكي الأخير الأنظمة الثنائية و بما فيها تلك التي تكون  غير متوازنة أكثر من حدث GW190412 (نسبة الكتلتين 1:10 أو أقل)، لكن لا يشير هذا الحدث قطعيًا إلى أي عملية تكوين.

أما اللف المغزلي للثقب الأسود الأكبر فيشير إلى إمكانية تشكله (الثقب الأسود الأكبر) نتيجة اندماج ثقبين أسودين صغيرين، وهذا ما يشير إلى تفاعلات ديناميكية.

وقد يضبط وجود التوافقات العالية في الحدث GW190412 اختباراتنا للنسبية العامة، وتساعدنا على استنتاج معاملات هذا النظام الثنائي بدقة أكبر.

هناك العديد من المعلومات العلمية التي نستمدها من هذا الحدث الفريد من نوعه، فإذا كنت فضوليًا يمكنك التعرف عليها في الدورة التكوينية الكاملة التي أعدها الفيزيائي Christopher Berry من فريق LIGO، في هذا الرابط

https://cplberry.com/2020/04/18/gw190412/

وأخيرا، أتساءل ماذا تخبىء لنا الأحداث الخمسين القادمة التي سيُعلن عنها في المستقبل القريب!

العنوان الأصلي للمقال : مختلف مساهمات المناطق الشمسية النشطة الكبيرة في  المناخ والطقس الفضائيين 

Title: Different contributions to space weather and space climate from different big solar active regions

Authors: Jie Jiang, Qiao Song, Jing-Xiu Wang, and Tunde Baranyi

First Author’s Institution: School of Space and Environment, Beihang University, Beijing, China

Status: Accepted for publication in the Astrophysical Journal [open access on arXiv] 

   تحدث الكثير من الظواهر غير المفهومة في الشمس (أقرب النجوم إلى الأرض)، والعديد من هذه الظواهر يؤثر تأثيرا مباشرا على الأرض.

   يتم تعريف أحداث الطقس الفضائي على أنها تلك التغيرات قصيرة المدى في الفضاء القريب من الأرض والتي  يتسبب فيها النشاط الشمسي. تؤثر هذه الظواهر على الأرض ويمكن أن يكون هذا التأثير سلبيا على التكنولوجيا التي نستخدمها ( مثل أقمار الاتصالات الصناعية). بينما يُعرًفُ المناخ الفضائي على أنه تغيرات النشاط الشمسي على المدى الطويل ( أي الدورة الشمسية أو التغير في النشاط المغناطيسي الشمسي كل 11 عام). يمكن أيضا أن تؤثر هذه التغيرات طويلة المدى على الأرض وخاصة على المناخ الأرضي.

   لإجراء دراسة قائمة على رصد المناخ والطقس الفضائيين, يقوم الفلكيون برصد البٍنى الموجودة على سطح الشمس والتي لها تأثيرات على النشاطات ذات المدى القصير والمدى البعيد, و يركز مؤلفو هذا المقال على البنى الشمسية التي تُدعى المناطق النشطة. ويرجع أصل هذه المناطق الشمسية النشطة إلي مناطق تركيز المجال المغناطيسي الشمسي القوي، وتعتبر مصدر رئيسي يساهم في تغير كل من الطقس والمناخ الفضائيين وتعد بمثابة بيئة مثالية لمراقبة مثل هذه التغييرات. 

ما هي مناطق النشاط الشمسي؟

مناطق النشاط الشمسي هي بنى تمتد من سطح الشمس  إلى الغلاف الجوي الشمسي، وهي مصدر للكثير من ظواهر الثوران التي تحدث في الغلاف الجوي الشمسي مثل التوهجات الشمسية (flares)  والإنبعاثات الكتلية للهالة الشمسية (CMEs) . ويعود أصل هذه الظواهر إلى وجود البقع الشمسية (sun spots) وهي مناطق على سطح الشمس يكون فيها المجال المغناطيسي قوي, وتتكون من حلقات تاجية الشكل, وحلقات من البلازما الساخنة تمتد حتى الغلاف الجوي الشمسي.

 وجود مثل هذا المجال المغناطيسي القوي في منطقة مُركزة يجعل هذه المناطق النشطة تساهم بشكل كبير في المجال المغناطيسي الشمسي الكلي. يوضح الشكل 1 مثالين للمناطق النشطة.

  تعتبر المناطق النشطة مغناطيسيا مصدر الإهتمام الأساسي لمؤلفي هذا المقال البحثي. ومن أجل وصف درجات التعقيد المتفاوتة في هذه المجالات المغناطيسية, استخدم المؤلفون نظام تصنيف البقع الشمسية Mt. Wilson Sunspot Classification System

يقوم هذا النظام بتصنيف مجموعات البقع الشمسية والتي تشتمل على مناطق نشطة بإستخدام التسميات ?، ?، ? و ?.

حيث أن أبسط التصنيفات المغناطيسية هي مجموعات البقع الشمسية ? و ? , والتي تتكون على الترتيب ، من بقعة شمسية واحدة أو بقعتين  شمسيتين ذواتا قطبية مغناطيسية متعاكسة.

وهناك ايضا مجموعات معقدة نسبيا، وهي مجموعات البقع الشمسية ? التي تحتوي على الأقل على بقعتين شمسيتين، مع وجود تعقيد مغناطيسي متزايد  يجعل من المستحيل التمييز بين مراكز القطبية المغناطيسية الإيجابية والسلبية. أما المجموعات الأكثر تعقيدًا فهي مجموعات البقع الشمسية ? والتي يمكن أن تحتوي على عدة مراكز قطبية مغناطيسية, ولكن يجب أن تحتوي على بقعة شمسية واحدة على الأقل تتكون من قطبية وحيدة بالمركز محاطة بالقطبية المعاكسة.

  خلال دراستهم  التحليلية,عَرّف المؤلفون المناطق النشطة البسيطة على أنها تلك التي لا تحتوي على خواص المجموعة δ بينما المناطق النشطة المعقدة فهي تلك التي تحتوي على خواص المجموعة  δ.

الشكل 1: منطقة شمسية نشطة تظهر بمختلف الأطوال الموجية على عدة ارتفاعات فوق سطح الشمس. تظهر الصورة على اليسار بقعة شمسية (تقع على سطح الشمس) في مجال الضوء المرئي. تظهر الصورة على اليمين حلقات تاجية في حدود مجال الأشعة فوق البنفسجية, والتي تمتد عالياً في الغلاف الجوي الشمسي.

 المصدر: University Corporation for Atmospheric Research

كيف نقيس تأثير المناطق النشطة على الطقس الفضائي والمناخ الفضائي؟

من أجل تحديد مدى مساهمة المناطق النشطة في الطقس الفضائي والمناخ الفضائي, يستخدم المؤلفون مؤشرين: مؤشر التوهج ( the flare index ) ومؤشر عزم ثنائي القطب المحوري (the axial dipole moment index). يُعرًف مؤشر التوهج على أنه مجموع كل التوهجات التي تنتجها المنطقة النشطة, حيث تتم موازنة مساهمة كل توهج بإستعمال سطوعه في أطوال موجات الأشعة السينية. تعتبر التوهجات الشمسية المحفزات الأساسية لأحداث الطقس الفضائي, وبالتالي فهي مؤشر جيد لقياس تأثير المناطق النشطة على النشاط الشمسي قصير المدى. يُعرًف مؤشر عزم ثنائي القطب المحوري على أنه مساهمة المنطقة  النشطة في عزم ثنائي القطب المغناطيسي الكلي للشمس. يحدد عزم القطب المغناطيسي للشمس في نهاية الدورة الشمسية تصرف المجال المغناطيسي في الدورة الموالية, وبالتالي فهو يُعتبر طريقة لقياس المناخ الفضائي. يعتمد مؤشر عزم ثنائي القطب المحوري على المنطقة وخط العرض و زاوية إمالة المنطقة النشطة (الزاوية بين البقع الشمسية في منطقة نشطة واحدة)

   قام المؤلفون بحساب مؤشرات التوهجات الشمسية  وعزم ثنائي القطب المحوري لعينة تتكون من 567 منطقة نشطة واسعة،  رُصدت منذ عام 1974 إلى غاية الوقت الحاضر, والنتائج المُتحصل عليها موضحة في الشكل 2. ومن بين هذه المناطق, كانت 42 ٪ مناطق نشطة بسيطة و 58 ٪ مناطق نشطة معقدة. كانت المناطق النشطة البسيطة في المتوسط أكبر مساحة من المناطق النشطة المعقدة. وجد الباحثون أن 81.1٪ من المناطق النشطة المعقدة و 15٪ من المناطق النشطة البسيطة أنتجت توهجات شمسية قوية. ومن المعروف أن المناطق النشطة ذات التكوينات المغناطيسية الأكثر تعقيدًا تتجه  إلى إنتاج توهجات شمسية أقوى, لذلك ليس من المستغرب أن هذا الجزء من المناطق النشطة ساهم بأكبر قدر في الطقس الفضائي.. 

  وجد الباحثون أن المناطق البسيطة والمعقدة لديها نسب متماثلة من العزوم المغناطيسية المحورية المرتفعة (42.7٪ و 49.7٪ على الترتيب). في حين ساهمت المناطق النشطة المعقدة في الطقس الفضائي أكثر من المناطق النشطة البسيطة, و كانت المساهمة متماثلة من طرف كلا النوعين من المناطق النشطة في المناخ الفضائي 

قارن المؤلفون كذلك مساحة كل منطقة نشطة بمؤشراتها من شدة التوهجات الشمسية و عزم ثنائي القطب المحوري، و وجدوا أن  مساحات المناطق النشطة المعقدة أظهرت ارتباطًا أعلى مع مؤشر شدة التوهجات الشمسية من المناطق النشطة البسيطة. و لم يجدوا أي إرتباط بين المساحة و مؤشر العزم لكلا نوعي المناطق النشطة. فبينما تتجه المناطق النشطة الواسعة إلى المساهمة بشكل أكبر في الطقس الفضائي، لا يوجد إرتباط بين مساحة المناطق النشطة و مساهمتها في المناخ الفضائي.

   بشكل عام, استنتج المؤلفون أن المناطق النشطة المعقدة ساهمت بشكل أكبر في الطقس الفضائي بينما ساهمت المناطق البسيطة والنشطة على حد سواء في المناخ الفضائي. تعزز هذه النتيجة فهمنا لكيفية تأثير المجال المغناطيسي الشمسي على التغيرات في المناطق القريبة من الأرض.

شكل 2:  شكل يوضح مؤشرات التوهجات الشمسية ومؤشرات ثنائي القطب للعينة المُكونة من 567 منطقة نشطة. تظهر المناطق النشطة البسيطة باللون الأزرق, وتظهر المناطق النشطة المعقدة باللون الأحمر. يتوافق حجم  كل نقطة مع مساحة المنطقة النشطة, وتتوافق درجة عتامة كل نقطة مع سعة  العامل المعتمد على خط العرض في مؤشر ثنائي القطب.  ( الشكل 6 في البحث الأصلي

ماذا عن باقي  النجوم في الكون؟

لهذه الدراسة التحليلية أثار على دراسة الأجرام خارج نظامنا الشمسي. ولكن يبقى السؤال مطروحا حول ما إذا كانت النجوم الأخرى تتصرف مثل الشمس في تقلبها على المدى القصير والطويل (راجع هذا الملخص على  astrobite  للحصول على مثال للدراسة السابقة التي تم إنجازها حول هذا الموضوع). إحدى النقاط الأساسية المثيرة للاهتمام في هذا المجال هي التوهجات الفائقة, و هي توهجات ذات شدة تفوق شدة التوهجات الشمسية بكثير ، كما أن هذه التوهجات الفائقة تقزم السطوع المرصود للنجوم التي تنتجها.

  استنادًا إلى الرصد والنماذج, استنتج الفلكيون أن طاقة تلك التوهجات الفائقة تعتمد إما على إجمالي الطاقة المغناطيسية في النجم أو السلوك المغناطيسي الدوري المشابه للدورة الشمسية.

لكن عادة ما تتجاهل هذه النماذج درجة التعقيد المغناطيسي في النجم. بيَن مؤلفو هذا البحث أن هذه الأنواع من التغيرات,على الرغم من أنها أقل حدة بكثير في الشمس, فهي في الواقع تعتمد على مدى تعقيد المجال المغناطيسي للنجم. في حين مازال أمامنا أشواط طويلة قبل فهم النشاط المغناطيسي بشكل كامل في النجوم (بما في ذلك شمسنا!), فإن هذا البحث يقربنا خطوة نحو ذلك. مع زيادة كمية بيانات المجال المغناطيسي الشمسي بفضل وسائل رصد مثل مرصد الديناميكيات الشمسية و وسائل الرصد المستقبلية مثل DKIST التلسكوب الشمسي  Daniel K. Inouye , سيتم فك بعض أطراف هذا اللغز المُحير