الفلك

هل هناك علاقة معروفة بأنماط تشكل النجوم في سحابة جزيئية؟

هل هناك علاقة معروفة بأنماط تشكل النجوم في سحابة جزيئية؟


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

كنت أتساءل عما إذا كان هناك نمط معروف لأي كتلة من النجوم يمكن أن تتشكل في سحابة جزيئية اعتمادًا على ما تشكل قبلها؟ بعد أن قرأت أنه عندما تتشكل الكواكب الزرقاء العملاقة وتذهب إلى مستعر أعظم في فترة قصيرة نسبيًا مقارنة بالنجوم الأخرى ، فإن المقاييس الزمنية للتسلسل الرئيسي للنجوم الأخرى ، وعندما يتحول العملاق الأزرق الضخم إلى مستعر أعظم ، يمكن لقوة انفجارها أن تخلق نشاطًا جديدًا لتشكيل النجوم بينما يدفع المستعر الأعظم على السحب الجزيئية هيكل الغاز. جعلني هذا أتساءل عما إذا كان هناك تفاعل متسلسل معروف لكتل ​​معينة من النجوم والتي ستتشكل أو حتى بدون تشكل العمالقة الزرقاء إذا كان هناك نمط معروف لما ستتشكله النجوم في ظل كثافة كافية في السحابة الجزيئية وما إذا كان رد الفعل المتسلسل لـ النجوم المتكونة لها نمط معروف؟


الحياة السرية لسديم الجبار

أحد أكثر الأجسام الفلكية شهرة في السماء هو سديم الجبار Orion Nebula وهذه الصورة تصور المنطقة الأوسع من مجمع السحابة الجزيئية Orion Molecular Cloud التي تعد موطنًا لها. رصيد الصورة: & نسخة باتريك جيليلاند / المتاحف الملكية غرينتش. تشكل النجوم عملية بسيطة في الأساس: تأخذ سحابة شديدة البرودة تتكون من غاز الهيدروجين ورش من الغبار وتترك النظام ليتعامل معها. بعد ذلك ، في غضون بضعة ملايين من السنين ، ستنهار المناطق الباردة بدرجة كافية تحت جاذبيتها وتشكل نجومًا جديدة.

الواقع أكثر تعقيدًا بعض الشيء. ميزة خاصة هي أنه يبدو أن هناك نوعين من تكوين النجوم. في السحب الجزيئية التقليدية الأصغر ، يتشكل نجم واحد أو عدد قليل من النجوم و [مدش] حتى يتشتت الغاز على مدى ثلاثة ملايين سنة أو نحو ذلك. تعيش الغيوم الكبيرة حوالي عشر مرات أطول. تولد مجموعات نجمية كاملة في وقت واحد في هذه السحب وتتشكل شموس ضخمة جدًا.

لماذا تم إنشاء العديد من النجوم خلال هذه الثلاثين مليون سنة تقريبًا؟ من الناحية الفلكية ، هذه الفترة قصيرة جدًا. تستند معظم محاولات التفسير إلى نوع من التفاعل المتسلسل يؤدي فيه تكوين النجوم الأولى في السحابة إلى تكوين المزيد من النجوم. انفجارات المستعرات الأعظمية للنجوم الأكثر ضخامة (وبالتالي الأقصر عمراً) التي تشكلت للتو يمكن أن يكون تفسيرًا واحدًا ، حيث تضغط موجات الصدمة على مادة السحابة وبالتالي تخلق بذورًا لنجوم جديدة.

تتبع أميليا ستوتز وأندرو غولد من معهد ماكس بلانك لعلم الفلك في هايدلبرغ نهجًا مختلفًا وجلبوا الجاذبية والمجالات المغناطيسية إلى حيز التنفيذ. لاختبار فكرتهم ، قاموا بإجراء تحقيق مفصل لسديم الجبار ، على بعد 1300 سنة ضوئية. سحابة الغاز الحمراء الساطعة ذات النمط المعقد هي واحدة من أشهر الأجرام السماوية.

نقطة البداية لاعتبارات Stutz و Gould هي خرائط لتوزيع الكتلة في هيكل يُعرف باسم "خيوط متكاملة الشكل" نظرًا لشكلها و [مدش] تشبه تلك الخاصة بعلامة التكامل المنحنية و [مدش] والتي تتضمن سديم الجبار في القسم المركزي من الخيوط. اعتمد الباحثون في هايدلبرغ أيضًا على دراسات المجالات المغناطيسية داخل وحول هذا الجسم. مكان ولادة النجوم: يمكن رؤية الخيوط ذات الشكل المتكامل ، والعناقيد النجمية فوق الشعيرة ، والسحابة L1641 في الجنوب على هذه الصور لمنطقة تكوين النجوم Orion A. تُظهر الصورة الموجودة على اليسار خريطة كثافة تم تجميعها باستخدام بيانات من ESA & # 8217s Herschel Space Observatory ، الصورة الموجودة على اليمين صورة الأشعة تحت الحمراء التي التقطتها NASA & # 8217s واسع النطاق مسح الأشعة تحت الحمراء Explorer (WISE). الصورة في المنتصف هي مزيج من كلتا الصورتين. اعتمادات الصورة: & نسخ A. M. Stutz / MPIA. تظهر البيانات أن المجالات المغناطيسية والجاذبية لها نفس التأثير تقريبًا على الشعيرة. مع أخذ هذا كأساس لهما ، طور الفلكيان سيناريو يكون فيه الخيوط بنية مرنة متموجة جيئة وذهابا. من ناحية أخرى ، فإن النماذج المعتادة لتشكيل النجوم تعتمد على سحب الغاز التي تنهار تحت تأثير جاذبيتها.

والدليل المهم على الفكرة الجديدة هو توزيع النجوم البدائية وشموس الأطفال في الخيوط وحولها. البروتستارات هي طلائع الشمس: فهي تتقلص أكثر حتى تصل نواتها إلى كثافات ودرجات حرارة عالية بما يكفي لبدء تفاعلات الاندماج النووي بشكل كبير. هذه هي النقطة التي يولد فيها النجم.

النجوم الأولية خفيفة بما يكفي لسحبها عندما تتموج الفتيل للخلف وللأمام. على النقيض من ذلك ، تكون النجوم الصغيرة أكثر إحكاما وتتركها الشعيرة خلفها أو يتم إطلاقها في الفضاء المحيط كما لو تم إطلاقها من مقلاع. وهكذا يمكن للنموذج أن يفسر ما تظهره بيانات المراقبة فعليًا: لا توجد النجوم الأولية إلا على طول العمود الفقري الكثيف للخيوط الصغيرة ، من ناحية أخرى ، توجد النجوم بشكل أساسي خارج الشعيرة.

هذا السيناريو لديه القدرة على وجود آلية جديدة يمكن أن تفسر تكوين مجموعات نجمية كاملة (من الناحية الفلكية) على فترات زمنية قصيرة. تشير المواضع المرصودة للعناقيد النجمية إلى أن الخيوط ذات الشكل المتكامل امتدت في الأصل إلى الشمال أكثر بكثير مما هي عليه اليوم. على مدى ملايين السنين ، يبدو أن العنقود النجمي الواحد تلو الآخر قد تشكل ، بدءًا من الشمال. وقد نثر كل عنقود نجمي مكتمل خليط الغاز والغبار المحيط به بمرور الوقت.

هذا هو السبب في أننا نرى الآن ثلاث مجموعات من النجوم داخل الخيوط وحولها: أقدم مجموعة هي الأبعد عن الطرف الشمالي للخيوط ، والثانية أقرب ولا تزال محاطة ببقايا خيوط المجموعة الثالثة ، في مركز التكامل خيوط ذات شكل ، هي فقط في طور النمو.

يسمح تفاعل المجالات المغناطيسية والجاذبية بأنواع معينة من عدم الاستقرار ، بعضها مألوف في فيزياء البلازما ، والتي يمكن أن تؤدي إلى تكوين عنقود نجمي واحد تلو الآخر. تعتمد هذه الفرضية على بيانات الرصد للخيوط ذات الشكل المتكامل. ومع ذلك ، فهو ليس نموذجًا ناضجًا لطريقة جديدة لتشكيل النجوم. يجب على المنظرين أولاً إجراء عمليات المحاكاة المناسبة ويجب على علماء الفلك إجراء المزيد من الملاحظات.

فقط عند اكتمال هذا العمل التحضيري ، سيتضح ما إذا كانت السحابة الجزيئية في الجبار تمثل حالة خاصة. أو ما إذا كانت ولادة مجموعات النجوم في مزيج من الخيوط المحبوسة مغناطيسيًا هي الطريق المعتاد لتكوين مجموعات كاملة من النجوم الجديدة في الفضاء خلال فترة قصيرة.


محتويات

داخل مجرة ​​درب التبانة ، تمثل سحب الغاز الجزيئي أقل من 1٪ من حجم الوسط البينجمي (ISM) ، ومع ذلك فهي أيضًا الجزء الأكثر كثافة من الوسط ، وتشكل ما يقرب من نصف إجمالي كتلة الغاز الداخلية لمدار الشمس المجري. . يتم احتواء الجزء الأكبر من الغاز الجزيئي في حلقة بين 3.5 و 7.5 كيلو فرسك (11000 و 24000 سنة ضوئية) من مركز مجرة ​​درب التبانة (الشمس حوالي 8.5 كيلو فرسك من المركز). [3] توضح خرائط ثاني أكسيد الكربون الكبيرة للمجرة أن موضع هذا الغاز يرتبط بالأذرع الحلزونية للمجرة. [4] يحدث هذا الغاز الجزيئي في الغالب في الأذرع الحلزونية مما يشير إلى أن السحب الجزيئية يجب أن تتشكل وتتفكك على نطاق زمني أقصر من 10 ملايين سنة - وهو الوقت الذي تستغرقه المادة لمرور منطقة الذراع. [5]

عموديًا على مستوى المجرة ، يسكن الغاز الجزيئي المستوى الأوسط الضيق للقرص المجري بارتفاع مقياس مميز ، ض، من حوالي 50 إلى 75 فرسخ فلكي ، أرق بكثير من الذرات الدافئة (ض من 130 إلى 400 فرسخ فلكي) وتأين دافئ (ض حوالي 1000 فرسخ) مكونات غازية من ISM. [7] يُستثنى من توزيع الغازات المؤينة مناطق H II ، وهي فقاعات من الغاز المتأين الساخن الذي تم إنشاؤه في السحب الجزيئية بواسطة الإشعاع المكثف المنبعث من النجوم الشابة الضخمة ، وبالتالي يكون لها نفس التوزيع الرأسي تقريبًا مثل الجزيئية غاز.

يتم حساب متوسط ​​توزيع الغاز الجزيئي على مسافات كبيرة ، ومع ذلك ، فإن التوزيع الصغير للغاز غير منتظم للغاية حيث يتركز معظمه في السحب المنفصلة والمجمعات السحابية. [3]

السحب الجزيئية العملاقة

يسمى التجمع الضخم للغاز الجزيئي الذي تزيد كتلته عن 10 آلاف ضعف كتلة الشمس [9] أ سحابة جزيئية عملاقة (جي إم سي). يبلغ قطر GMCs حوالي 15 إلى 600 سنة ضوئية (5 إلى 200 فرسخ فلكي) وكتل نموذجية من 10 آلاف إلى 10 ملايين كتلة شمسية. [10] في حين أن متوسط ​​الكثافة في محيط الشمس هو جسيم واحد لكل سنتيمتر مكعب ، فإن متوسط ​​كثافة GMC أكبر من مائة إلى ألف مرة. على الرغم من أن الشمس أكثر كثافة من GMC ، إلا أن حجم GMC كبير جدًا لدرجة أنه يحتوي على كتلة أكبر بكثير من كتلة الشمس. إن البنية التحتية لـ GMC عبارة عن نمط معقد من الخيوط والألواح والفقاعات والتكتلات غير المنتظمة. [5]

الخيوط موجودة في كل مكان حقًا في السحابة الجزيئية. سوف تتفتت الخيوط الجزيئية الكثيفة إلى نوى مرتبطة بالجاذبية ، والتي سيتطور معظمها إلى نجوم. قد يتحكم التراكم المستمر للغاز والانحناء الهندسي والمجالات المغناطيسية في طريقة التجزئة التفصيلية للخيوط. في الخيوط فوق الحرجة ، كشفت الملاحظات عن سلاسل شبه دورية من النوى الكثيفة مع تباعد 0.15 فرسخ فلكي مقارنة بعرض الخيوط الداخلي. [11]

تسمى الأجزاء الأكثر كثافة من الخيوط والتكتلات "النوى الجزيئية" ، بينما تسمى النوى الجزيئية الأكثر كثافة "النوى الجزيئية الكثيفة" ولها كثافة تزيد عن 10 4 إلى 10 6 جسيمات لكل سنتيمتر مكعب. من الناحية الملاحظة ، يتم تتبع النوى الجزيئية النموذجية باستخدام ثاني أكسيد الكربون ويتم تتبع النوى الجزيئية الكثيفة بالأمونيا. عادة ما يكون تركيز الغبار داخل النوى الجزيئية كافياً لحجب الضوء من النجوم الخلفية بحيث تظهر في صورة ظلية كسدم مظلمة. [12]

تعد الكائنات المعدلة وراثيًا كبيرة جدًا لدرجة أن العناصر "المحلية" يمكن أن تغطي جزءًا كبيرًا من الكوكبة ، وبالتالي يُشار إليها غالبًا باسم تلك الكوكبة ، على سبيل المثال سحابة الجبار الجزيئية (OMC) أو سحابة الثور الجزيئية (TMC). هذه المركبات المعدلة وراثيا المحلية مصفوفة في حلقة في جوار الشمس بالتزامن مع حزام الذهب. [13] أكبر مجموعة ضخمة من السحب الجزيئية في المجرة تشكل حلقة غير متناظرة حول مركز المجرة في دائرة نصف قطرها 120 فرسخًا فلكيًا ، وأكبر مكون لهذه الحلقة هو مجمع Sagittarius B2. منطقة القوس غنية كيميائيًا وغالبًا ما يستخدمها علماء الفلك الذين يبحثون عن جزيئات جديدة في الفضاء بين النجوم كنموذج. [14]

السحب الجزيئية الصغيرة

تسمى السحب الجزيئية الصغيرة المعزولة المرتبطة بالجاذبية والتي تقل كتلتها عن الشمس ببضع مئات من المرات باسم كريات بوك. تعادل الأجزاء الأكثر كثافة من السحب الجزيئية الصغيرة النوى الجزيئية الموجودة في الكائنات المعدلة وراثيًا وغالبًا ما يتم تضمينها في نفس الدراسات.

السحب الجزيئية المنتشرة في خطوط العرض العالية تحرير

في عام 1984 ، حدد IRAS نوعًا جديدًا من السحابة الجزيئية المنتشرة. [16] كانت هذه غيومًا فتيلية منتشرة يمكن رؤيتها عند خطوط العرض المجرية العالية. هذه السحب لها كثافة نموذجية تبلغ 30 جسيمًا لكل سنتيمتر مكعب. [17]

تحرير تشكيل النجوم

يحدث تكوين النجوم حصريًا داخل السحب الجزيئية. هذا هو نتيجة طبيعية لدرجات الحرارة المنخفضة والكثافة العالية ، لأن قوة الجاذبية التي تعمل على انهيار السحابة يجب أن تتجاوز الضغوط الداخلية التي تعمل "نحو الخارج" لمنع الانهيار. هناك أدلة ملحوظة على أن السحب الكبيرة المكونة للنجوم محصورة إلى حد كبير بسبب جاذبيتها (مثل النجوم والكواكب والمجرات) بدلاً من الضغط الخارجي. يأتي الدليل من حقيقة أن السرعات "المضطربة" المستدل عليها من مقياس عرض خط ثاني أكسيد الكربون بنفس طريقة السرعة المدارية (العلاقة الفيروسية).

تحرير الفيزياء

إن فيزياء السحب الجزيئية غير مفهومة جيدًا ومناقشتها كثيرًا. حركاتها الداخلية محكومة بالاضطراب في غاز بارد ممغنط ، تكون فيه الحركات المضطربة تفوق سرعة الصوت ولكن يمكن مقارنتها بسرعات الاضطرابات المغناطيسية. يُعتقد أن هذه الحالة تفقد الطاقة بسرعة ، مما يتطلب إما انهيارًا شاملاً أو إعادة حقن ثابتة للطاقة. في الوقت نفسه ، من المعروف أن الغيوم تتعطل بسبب بعض العمليات - على الأرجح تأثيرات النجوم الضخمة - قبل أن يتحول جزء كبير من كتلتها إلى نجوم.

غالبًا ما تكون الغيوم الجزيئية ، وخاصةً GMCs ، موطنًا للمازرات الفلكية.


التحديق في السحب الممغنطة بين النجوم لفهم كيفية تولد النجوم

لصنع نجم ، يحتاج الكون إلى ثلاثة مكونات رئيسية: الجاذبية والاضطراب والحقل المغناطيسي. جنبًا إلى جنب مع مزيج من الغاز والغبار ، فإن تفاعل هذه القوى الثلاثة يعمل على تحقيق الظروف اللازمة لإنشاء كرات الضوء المتلألئة والمشرقة التي نعرفها جميعًا بالتحديق في سماء الليل. كان علماء الفلك يسبرون المجرة لسنوات لفهم كيف يلعب كل عامل دورًا عند ولادة نجم. الآن ، أصبحت قطعة واحدة من اللغز أكثر وضوحًا.

في ورقة نشرت في علم الفلك الطبيعيوجدت عالمة الفلك ثوثهارا بيلاي من جامعة بوسطن أن الحقول المغناطيسية داخل السحب الجزيئية - تشكيلات مصنوعة من الغبار والغاز الكوني - تساعد في تغذية النجوم الشابة المتنامية. يساعد بحث بيلاي في حل بعض الألغاز حول كيفية ظهور النجوم وإلى أي مدى تلعب السحب الجزيئية في الفضاء بين النجوم دورًا.

باستخدام صور التلسكوب عالية الدقة لضوء الأشعة تحت الحمراء المستقطب ، تستطيع بيلاي تحديد مكان ضعف المجال المغناطيسي المحيط بمجموعة النجوم ، وتغيير اتجاهها ، وسحبها مرة أخرى نحو الكتلة مع الجسيمات والغبار المحيط بها.

تتدفق هذه الجسيمات المشحونة على طول الحقل ، تقريبًا مثل الحزام الناقل ، إلى عنقود النجوم. يُعتقد أن العديد من النجوم تتشكل عند تقاطع الخيوط ، وأنماطًا شاسعة من الغاز الكوني البارد تمر عبر كل سحابة جزيئية في الوسط بين النجمي - منطقة الفضاء وراء فقاعة الحرارة والجسيمات المشحونة التي تنبعث من شمسنا ، وتسمى الغلاف الشمسي.

يقول بيلاي ، كبير الباحثين في كلية الآداب والعلوم في معهد BU لأبحاث الفيزياء الفلكية: "التغيير في اتجاه المجال المغناطيسي & # 8230 ، هذا هو الجديد في هذا العلم". قامت بهذا الاكتشاف بملاحظة تشكل النجوم في سربينز ساوث ، وهو تجمع قريب من حوالي 60 نجمًا ، على بعد حوالي 1400 سنة ضوئية فقط من الأرض ، تم اكتشافه في عام 2008. النجوم في العنقود صغيرة نسبيًا. وفّر قربها من الأرض وصغر سنها لبيلاي موقعًا مثاليًا لمراقبة ظروف السحابة الجزيئية المحيطة بالنجوم الفتية.

بمجرد تشكل النجوم داخل سحابة جزيئية ، تتغير البيئة بطريقة تجعل من المستحيل معرفة كيف كانت الأشياء عندما بدأت العملية. تقول بيلاي: "من خلال التقاط خيوط مثل Serpens South في حالة حديثة جدًا ، فإننا نلتقطها في لحظة فريدة جدًا".

الحقول المغناطيسية في الكون غير مرئية لمعظم التلسكوبات - بالإضافة إلى أن المجال المغناطيسي بين النجوم أضعف بحوالي 10000 مرة من المجال المغناطيسي للأرض ، مما يجعل قياس القوة المغناطيسية أكثر صعوبة. باستخدام بيانات من مرصد الستراتوسفير لعلم الفلك بالأشعة تحت الحمراء (SOFIA) التابع لوكالة ناسا - وهي طائرة بوينج 747 مجهزة خصيصًا تطير في طبقة الستراتوسفير وتراقب الكون بكاميرا عالية الطاقة تسمى HAWC + قادرة على التقاط أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء غير المرئية العين - يستطيع بيلاي ، جنبًا إلى جنب مع عالم الفلك دان كليمنس ومعاونوه من جامعة بوسطن ، رؤية حبيبات الغبار وهي تتعامد مع الحقول ، مما يسمح لهم باستنتاج قوة واتجاه المجال المغناطيسي. يوضح بيلاي أن هذا مستوى من التفاصيل لا يمكن تحقيقه باستخدام تلسكوب أرضي. قارنت البيانات من HAWC + بملاحظات مختلفة تم التقاطها بواسطة تلسكوب على أساس الأرض.

يقول كليمنس ، أستاذ CAS ورئيس علم الفلك ، إن الجمع بين الملاحظات من SOFIA والتلسكوبات الأرضية يخلق أداة جديدة قوية للكشف عن التفاصيل الحيوية لكيفية لعب السحب الجزيئية دورًا في تكوين النجوم.

التقط بيلاي هذه الصورة المذهلة لـ Serpens South من خلال وضع أربعة أطوال موجية مختلفة للتلسكوب والتي تكشف عن جوانب مختلفة من المنطقة في نفس الوقت. كشفت الصورة الملونة ، التي حصل عليها تلسكوب سبيتزر الفضائي ، عن النجوم الفتية والسحابة الجزيئية المتربة التي ولدت منها. تمت تغطية هذه الصورة ببيانات من صوفيا ، لتكشف عن البنية السوداء المبهرة التي تشبه الخيوط التي توضح اتجاه المجال المغناطيسي. البقع المضيئة ، التي تبدو تقريبًا مثل حبات خضراء على سلسلة سماوية ، هي النجوم الفتية ، التي تسمى النجوم الأولية ، التي تشكلت عند تقاطع الشعيرة. من خلال هذه الصورة الكاملة ، يمكن لبيلاي وفريقها أن يروا أن النجوم التي تشبه إلى حد كبير شمسنا تفضل أن تتشكل في مجموعات نجمية كثيفة عند هذه التقاطعات.

يقول بيلاي: "لقد وصلنا إلى نقطة باستخدام تلسكوب SOFIA حيث يمكننا حل بنية السحابة بطريقة يمكننا من خلالها رؤية المكان الذي يبدأ فيه المجال المغناطيسي في أن يصبح ضعيفًا ، ويتم سحبه من خلال جاذبية العنقود الهائلة". . تدفقات الغاز المتجه نحو مركز الكتلة كثيفة للغاية لدرجة أنها تحمل الحقول المغناطيسية وتشوهها ، وفي النهاية تنضغط معًا بشكل كثيف لدرجة أن المنطقة تنهار تحت تأثير جاذبيتها ، مما يرفع درجة الحرارة إلى درجة عالية بحيث تندمج الذرات وتلد نجم جديد.

تم دعم هذا البحث من قبل وكالة ناسا ، ومركز الفضاء الألماني ، ورابطة أبحاث الفضاء بالجامعات ، والمؤسسة الوطنية للعلوم ، ومدرسة بون كولون للدراسات العليا ، والمجلس الوطني البرازيلي للتطوير العلمي والتكنولوجي ، ومؤسسة Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado de Minas جيرايس.


تم تحدي قوانين تكوين النجوم

قام فريق دولي بقيادة باحثين في CNRS وجامعة غرونوبل ألب واللجنة الفرنسية للطاقات البديلة والطاقة الذرية (CEA) بتحدي الأفكار الحالية حول تكوين النجوم. الدقة غير المسبوقة للأرصاد التي تم الحصول عليها باستخدام مصفوفة أتاكاما الكبيرة المليمترية / أقل من المليمترات (ALMA) مكنتهم من قياس كمية النوى عالية الكتلة المكونة للنجوم في منطقة نائية ونشطة جدًا من مجرتنا ، وإظهار أن هناك أعلى. نسبة منهم هناك مما كان متوقعا. نشرت في علم الفلك الطبيعي، يمكن أن تتحدى النتائج الافتراض السائد بأن التوزيع الشامل لسكان من النوى المكونة للنجوم مطابق لتوزيع النجوم التي تولدها.

في الفضاء ، مخبأة خلف حجاب السدم المتربة ، تتجمع سحب الغاز معًا وتنهار ، وتشكل الهياكل التي تولد منها النجوم: النوى المكونة للنجوم. تتجمع هذه العناصر معًا ، وتتراكم المادة والكسر ، مما يؤدي في النهاية إلى ظهور مجموعة من النجوم الفتية ذات الكتل المختلفة ، والتي وصفها إدوين سالبيتر بأنها قانون فيزيائي فلكي في عام 1955.

لاحظ علماء الفلك بالفعل أن نسبة الأجسام الضخمة إلى الأجسام غير الضخمة كانت هي نفسها في مجموعات النوى المكونة للنجوم كما في مجموعات النجوم حديثة التكوين. يشير هذا إلى أن التوزيع الشامل للنجوم عند الولادة ، والمعروف باسم IMF1 ، كان ببساطة نتيجة للتوزيع الشامل للنواة التي تشكلت منها ، والمعروفة باسم CMF2. ومع ذلك ، نتج هذا الاستنتاج عن دراسة الغيوم الجزيئية الأقرب إلى نظامنا الشمسي ، والتي ليست كثيفة جدًا وبالتالي فهي ليست ممثلة تمامًا لتنوع هذه السحب في المجرة. هل العلاقة بين صندوق النقد الدولي وصندوق النقد الدولي عالمية؟ ماذا نلاحظ عندما ننظر إلى غيوم أكثر كثافة وبعيدة؟

كانت هذه هي الأسئلة التي طرحها الباحثون في معهد جرينوبل لعلم الكواكب والفيزياء الفلكية (CNRS / Université Grenoble Alpes) ومختبر الفيزياء الفلكية والأجهزة والنمذجة (CNRS / CEA / Université Paris Diderot) 3 عندما بدأوا في مراقبة النجم النشط- منطقة التكوين W43-MM1 ، التي يعتبر هيكلها نموذجيًا للسحب الجزيئية في مجرتنا أكثر بكثير من تلك التي لوحظت سابقًا. بفضل الحساسية غير المسبوقة والدقة المكانية لمجموعة هوائي ALMA في تشيلي ، تمكن الباحثون من إنشاء توزيع نواة قوي إحصائيًا على نطاق لا مثيل له من الكتل ، من النجوم من النوع الشمسي إلى النجوم ذات الكتلة الأكبر بمئة مرة. ولدهشتهم ، لم يخضع التوزيع لقانون سالبيتر لعام 1955.

اتضح أنه في سحابة W43-MM1 ، كان هناك وفرة من النوى الضخمة ، في حين أن النوى الأقل ضخامة كانت ممثلة تمثيلاً ناقصًا. هذه النتائج تثير التساؤل ليس فقط العلاقة بين صندوق النقد الدولي وصندوق النقد الدولي ، ولكن حتى الطبيعة العالمية المفترضة لصندوق النقد الدولي. قد لا يكون التوزيع الجماعي للنجوم الفتية هو نفسه في كل مكان في مجرتنا ، على عكس ما هو مفترض حاليًا. إذا اتضح أن هذا هو الحال ، فسيضطر المجتمع العلمي إلى إعادة فحص حساباته حول تكوين النجوم ، وفي النهاية ، أي تقديرات تعتمد على عدد النجوم الضخمة ، مثل التخصيب الكيميائي للوسط النجمي ، عدد الثقوب السوداء والمستعرات الأعظمية ، إلخ.

ستواصل الفرق عملها مع ALMA ضمن اتحاد يضم حوالي أربعين باحثًا. هدفهم هو دراسة 15 منطقة مشابهة لـ W43-MM1 من أجل مقارنة عوامل CMF الخاصة بهم والتأكد من إمكانية تعميم خصائص هذه السحابة.

© ESO / ALMA / F. موت / ت. نوني / ف. لوفيت / علم فلك الطبيعة.

منطقة تكون النجوم النشطة W43-MM1 ، كما لوحظ باستخدام أكبر مقياس تداخل مليمتر في العالم ، ALMA. يُعد العدد الكبير من مواقع تكوين النجوم ، والمعروفة باسم النوى والتي يتم تحديدها هنا بواسطة القطع الناقصة ، دليلًا على نشاط تكوين النجوم المكثف في هذه المنطقة.


تكوين النجوم الضخمة

ملاحظة المحرر & # 8217s: Astrobites هي منظمة يديرها طلاب الدراسات العليا والتي تهضم الأدب الفيزيائي الفلكي لطلاب البكالوريوس. كجزء من الشراكة بين AAS و astrobites ، نقوم أحيانًا بإعادة نشر محتوى Astrobites هنا في AAS Nova. نأمل أن تستمتع بهذا المنشور من Astrobites ، ويمكن الاطلاع على النسخة الأصلية في astrobites.org.

لقب: دور التدفقات الخارجة وضغط الإشعاع والمجالات المغناطيسية في تكوين النجوم الضخم
المؤلفون: آنا روزين ومارك كرومهولز
مؤسسة المؤلف الأول: مركز الفيزياء الفلكية | هارفارد وأمبير سميثسونيان
حالة: مقبول ل أبج

هذا النجم المشكل حديثًا في قلب سديم الجبار يطلق فقاعة تمنع المزيد من تشكل النجوم حولها. [ناسا / صوفيا / بابست وآخرون]

دفع حدود

حقيقة أن النجوم الضخمة نادرة جدًا هي انعكاس لمشكلة عامة تتعلق بتكوين النجوم: عدم كفاءتها. تقديرات كفاءات تكوين النجوم منخفضة تصل إلى 33٪. عندما تبدأ النجوم الضخمة في التكون ، فإنها تطلق تدفقات جزيئية قوية من أقطابها. يمكن أن تتفاعل هذه النفاثات مع السحابة الجزيئية المحيطة وتخرج كميات كبيرة من المواد. هذا ، إلى جانب آليات التغذية الراجعة الأخرى ، يحد من قدرة النجم على تجميع المواد ، مما يحد في النهاية من كتلته النهائية. إن معرفة الحد الأعلى لمدى كتلة النجم يمكن أن يكون ذا قيمة لا تصدق ، لأنه يسمح لنا بتعيين الحد الأعلى لوظيفة الكتلة الأولية. تمثل هذه الوظيفة التوزيع الأولي للكتل النجمية لمجموعة معينة من النجوم ، ومن المستحيل محاكاة تطور مجموعة نجمية بدون واحدة. هذا هو المكان الذي تكون فيه النجوم الضخمة مهمة ، لأنها المصدر المهيمن للتغذية المرتدة الإشعاعية وحقن الطاقة في ISM من خلال المستعرات الأعظمية. لذلك ، للمساعدة في تحديد حدود الكتلة العليا ، يجب علينا محاكاة العمليات التي تمنع تشكل النجوم بأكبر قدر ممكن من التفاصيل.

تدفقات إشعاعية مغناطيسية هائلة إلى الخارج (ألعاب)

ما الذي تشترك فيه لعبة MMORPG مثل EVE Online مع محاكاة مغناطيسية هيدروديناميكية إشعاعية؟ قدر مجنون من الحسابات. كما يوحي الاسم ، فإن نماذج المحاكاة هذه هي النقل الإشعاعي بالإضافة إلى ديناميكيات السوائل الممغنطة. نماذج المحاكاة لحقول الإشعاع النجمي والتدفقات الخارجية الموازية (التدفق متوازي في كل مكان) لكل نجم ، وكذلك عوامل في ردود الفعل الإشعاعية غير المباشرة من الغبار والمجالات المغناطيسية والاضطراب الأسرع من الصوت. أجرى المؤلفون ثلاث عمليات محاكاة رئيسية: TurbRad (ردود الفعل الإشعاعية فقط) ، TurbRad + OF (يضيف التدفقات الخارجة الموازية) ، و TurbRad + OFB (يضيف المجالات المغناطيسية).

الشكل 1: مخططات الكثافة لمحاكاة المؤلفين # 8217 ، مع عرض النجم الأكثر ضخامة في وسط كل لوحة. [روزن وأمبير كرومهولز 2020]

في الشكل 1 ، بعد أن تجاوزت الكتلة النجمية للنواة النجمية 30 كتلة شمسية ، نرى عدة فقاعات يسيطر عليها الضغط تتوسع بعيدًا عن النجم (هذا أكثر وضوحًا في الصف الأوسط TurbRad + OF simulation). تُعرف هذه العملية باسم "تأثير المصباح الكاشف" ، حيث يتم إرسال مادة سميكة بعيدًا عن القطبين ، مما يتسبب في تمدد الفقاعات منخفضة الكثافة إلى الخارج.

اذهب مع الريح

بمرور الوقت ، تبدأ التدفقات الخارجة القوية الجارفة في اختراق لب النجم الأولي وإخراج كميات كبيرة من المواد ، كما يتضح من الشكل 2.

الشكل 2: كثافات y-z المتوقعة للتدفقات الخارجة المتأصلة. [روزن وأمبير كرومهولز 2020]

لا تنسى الحقل ب

الشكل 3: كفاءات تكوين النجوم لإجمالي عدد النجوم (أعلى) والنجم الأساسي الأكثر ضخامة (أسفل) كوظائف لوقت المحاكاة لثلاث عمليات محاكاة مختلفة. [روزن وأمبير كرومهولز 2020]

في مثل هذه الظواهر المتضمنة مثل تشكل النجوم ، هناك العديد من الفروق الدقيقة. تعمل الحقول المغناطيسية على إبطاء معدل نمو النجوم من خلال المساعدة في منع النواة من التفتت ، ولكن هناك العديد من التأثيرات غير المثالية (مثل تأثير هول) التي يمكن أن تؤثر نظريًا على عملية تكوين النجوم. لم يتم النظر في هذه التأثيرات غير المثالية ، على الرغم من أنه من غير المعروف ما إذا كانت هذه التأثيرات لها أي تأثير ملحوظ على كفاءة تكوين النجوم.

جهد مشترك

توضح هذه السلسلة الشاملة من المحاكاة ، وهي واحدة من أوائل المحاكاة التي تأخذ في الاعتبار العديد من العوامل ، دور التدفقات الخارجة والمجالات المغناطيسية وضغط الإشعاع في الحد من تكوين النجوم الضخمة وتقليل الكفاءة الكلية لتشكيل النجوم. تُظهر هذه الدراسة أن التغذية المرتدة من التدفقات الخارجة تهيمن على التغذية المرتدة من ضغط الإشعاع ، وأن الحقول المغناطيسية تمنع تكوين النجوم بشكل أكبر. الأهم من ذلك ، هناك حاجة إلى كل من التدفقات الخارجة والمجالات المغناطيسية لإعادة إنتاج الكفاءات المنخفضة التي تم الحصول عليها من الملاحظات.

نبذة عن الكاتب ميتشل كافانا:

ميتشل طالب دكتوراه في الفيزياء الفلكية بجامعة أستراليا الغربية. يركز بحثه على تطبيقات التعلم الآلي لدراسة تكوين المجرات وتطورها. بعيدًا عن البحث ، فهو شغوف بالكتب ويستمتع بالألعاب واللغات والاختناقات البرمجية.


لماذا يتم إخماد تشكل النجوم الضخم في مراكز المجرات؟

دراسة بقيادة باحث في IAC ونشرت اليوم في علم الفلك الطبيعي يشير إلى دور المجال المغناطيسي كمسؤول عن إبطاء تكوين النجوم الضخمة في مركز المجرات. بدون هذه العملية سيكون الانفجار العظيم موضع تساؤل.

يهدف النموذج الكوني الحالي لشرح كوننا ، نموذج "الانفجار الكبير" ، إلى وصف جميع الظواهر التي نلاحظها ، والتي تشمل المجرات وتطورها من الأزمنة الأولى إلى يومنا هذا. إحدى المشكلات الرئيسية التي يواجهها الشكل القياسي لهذا النموذج هي أنه توقع معدل تشكل النجوم - السرعة التي تولد بها النجوم الجديدة - وهو معدل كبير جدًا. كل المواد المكونة للنجوم في المجرات كان يجب أن تتحول إلى نجوم عندما لم يكن للكون سوى جزء بسيط من عمره الحالي ، 13.8 مليار سنة. ومع ذلك ، فإن أكثر من نصف المجرات التي نراها ، وخاصة الحلزونات ، تعمل بنشاط كبير على تشكيل النجوم في الوقت الحالي. وقد أجبر هذا التناقض بين التنبؤ النظري والمراقبة على النظر عن كثب في العمليات التي يمكن أن تبطئ معدل تشكل النجوم خلال عمر المجرات ، والتي تُعرف مجتمعة باسم "إخماد تشكل النجوم". بدون إخماد النموذج القياسي للانفجار العظيم يفشل في التنبؤ بالكون كما نعرفه.

كان هناك عدد من الآليات المقترحة للإخماد ، على سبيل المثال "التغذية المرتدة" من المستعرات الأعظمية أو نوى المجرة النشطة التي تكسر غيوم تشكل النجوم وتقلل من معدل تشكل النجوم ، ولكن القياس والتحقق من العمليات المحتملة الأخرى له أهمية كبيرة . تم نشر إحدى هذه الآليات للتو في علم الفلك الطبيعي بقيادة الباحثة في Instituto de Astrof & iacutesica de Canarias (IAC) فاطمة طباطبائي. تشير الدراسة إلى المجالات المغناطيسية والأشعة الكونية باعتبارها مسؤولة عن تكون النجوم الضخمة ببطء

بدراسة تفصيلية لمعلمات تكوين النجوم للمنطقة الوسطى من المجرة الحلزونية NGC 1097 ، خلصوا إلى أن وجود مجال مغناطيسي كبير نسبيًا يعمل كعامل إخماد ، بسبب مجال مغناطيسي يمارس ضغطًا داخل سحابة غازية. والتي يمكن أن تبطئ أو توقف ميلها للانهيار وتشكيل النجوم. لكن النتائج ذهبت إلى أبعد من ذلك ، لأن الباحثين أظهروا أن هذه الآلية تعمل في الواقع حول مركز NGC 1097. لقد قاموا بدمج الملاحظات في الأشعة تحت الحمراء المرئية والقريبة من تلسكوب هابل الفضائي مع الملاحظات الراديوية من مجموعة كبيرة جدًا و مصفوفة المقاييس الفرعية لاستكشاف تأثير الاضطراب والإشعاع النجمي والمجال المغناطيسي على تكوين النجوم الهائل في الحلقة النووية للمجرة. تحتوي هذه الحلقة على عدد من المناطق المميزة بوضوح حيث تتشكل النجوم داخل مجمعات سحابة جزيئية ضخمة. كانت النتيجة الأساسية التي حصلوا عليها هي وجود علاقة عكسية بين معدل تكوين النجم في سحابة جزيئية معينة والمجال المغناطيسي بداخلها: فكلما كان المجال أكبر ، كان معدل تكوين النجم أبطأ.

توضح فاطمة طبطبائي: "للقيام بذلك ، قمنا بفصل محدد للمجال المغناطيسي وطاقته عن مصادر الطاقة الأخرى في الوسط البينجمي ، وهي الطاقة الحرارية ، والطاقة العامة غير الحرارية ولكن غير المغناطيسية". "فقط من خلال الجمع بين الملاحظات عالية الجودة بأطوال موجية مختلفة للغاية يمكننا القيام بذلك وعندما فصلنا مصادر الطاقة هذه كان تأثير المجال المغناطيسي واضحًا بشكل مدهش." Aludena Prieto ، وهو مؤلف آخر يضيف بنفس المعنى: "على الرغم من أنني كنت أعمل على المنطقة المركزية لـ NGC 1097 بالأطوال الموجية الضوئية والأشعة تحت الحمراء لبعض الوقت ، إلا أننا فقط عندما أخذنا في الاعتبار المجال المغناطيسي يمكننا إدراك أهميته تقليل معدل تكون النجوم ".

هذه النتيجة لها العديد من النتائج المثيرة للاهتمام وتلقي الضوء على عدة أنواع من الألغاز الفيزيائية الفلكية المترابطة. أولاً ، نظرًا لأن المجال المغناطيسي لا يسمح للسحب الجزيئية الكبيرة جدًا بالانهيار وتشكيل النجوم ، لا يمكن أن يحدث تكوين النجوم إلا بعد أن تتفكك الغيوم إلى سحب أصغر. هذا يعني أن هذه المنطقة ستحتوي على نسبة أعلى من النجوم منخفضة الكتلة مقارنة بالمناطق الأخرى من المجرة. إن ميل المجرات الضخمة للغاية لاحتواء جزء كبير من النجوم منخفضة الكتلة في مراكزها هو اكتشاف حديث ، ولا يزال مثيرًا للجدل من بعض النواحي ، ولكنه يعززه العمل المبلغ عنه هنا. ومما يثير الاهتمام أيضًا حقيقة أن وجود ثقوب سوداء فائقة الكتلة في مراكز المجرات يميل إلى تعزيز المجال المغناطيسي النووي ، لذا يجب أن تكون آلية التبريد هذه أكثر فاعلية في انتفاخات المجرات.


The cosmic commute towards star and planet formation

The molecular gas in galaxies is organised into a hierarchy of structures. The molecular material in giant molecular gas clouds travels along intricate networks of filamentary gas lanes towards the congested centres of gas and dust where it is compressed into stars and planets, much like the millions of people commuting to cities for work around the world.

To better understand this process, a team of astronomers led by Jonathan Henshaw at Max Planck Institute for Astronomy (MPIA) have measured the motion of gas flowing from galaxy scales down to the scales of the gas clumps within which individual stars form. Their results show that the gas flowing through each scale is dynamically interconnected: while star and planet formation occurs on the smallest scales, this process is controlled by a cascade of matter flows that begin on galactic scales. These results are published today in the scientific journal علم الفلك الطبيعي.

The molecular gas in galaxies is set into motion by physical mechanisms such as galactic rotation, supernova explosions, magnetic fields, turbulence, and gravity, shaping the structure of the gas. Understanding how these motions directly impact star and planet formation is difficult, because it requires quantifying gas motion over a huge range in spatial scale, and then linking this motion to the physical structures we observe. Modern astrophysical facilities now routinely map huge areas of the sky, with some maps containing millions of pixels, each with hundreds to thousands of independent velocity measurements. As a result, measuring these motions is both scientifically and technologically challenging.

In order to address these challenges, an international team of researchers led by Jonathan Henshaw at the MPIA in Heidelberg set out to measure gas motions throughout a variety of different environments using observations of the gas in the Milky Way and a nearby galaxy. They detect these motions by measuring the apparent change in the frequency of light emitted by molecules caused by the relative motion between the source of the light and the observer a phenomenon known as the Doppler effect. By applying novel software designed by Henshaw and Ph.D. student Manuel Riener (a co-author on the paper also at MPIA), the team were able to analyse millions of measurements. "This method allowed us to visualise the interstellar medium in a new way," says Henshaw.

The researchers found that cold molecular gas motions appear to fluctuate in velocity, reminiscent in appearance of waves on the surface of the ocean. These fluctuations represent gas motion. "The fluctuations themselves weren't particularly surprising, we know that the gas is moving," says Henshaw. Steve Longmore, co-author of the paper, based at Liverpool John Moores University, adds, "What surprised us was how similar the velocity structure of these different regions appeared. It didn't matter if we were looking at an entire galaxy or an individual cloud within our own galaxy, the structure is more or less the same."

To better understand the nature of the gas flows, the team selected several regions for close examination, using advanced statistical techniques to look for differences between the fluctuations. By combining a variety of different measurements, the researchers were able to determine how the velocity fluctuations depend on the spatial scale.

"A neat feature of our analysis techniques is that they are sensitive to periodicity," explains Henshaw. "If there are repeating patterns in your data, such as equally spaced giant molecular clouds along a spiral arm, we can directly identify the scale on which the pattern repeats." The team identified three filamentary gas lanes, which, despite tracing vastly different scales, all seemed to show structure that was roughly equidistantly spaced along their crests, like beads on a string, whether it was giant molecular clouds along a spiral arm or tiny "cores" forming stars along a filament.

The team discovered that the velocity fluctuations associated with equidistantly spaced structure all showed a distinctive pattern. "The fluctuations look like waves oscillating along the crests of the filaments, they have a well-defined amplitude and wavelength," says Henshaw adding, "The periodic spacing of the giant molecular clouds on large-scales or individual star-forming cores on small-scales is probably the result of their parent filaments becoming gravitationally unstable. We believe that these oscillatory flows are the signature of gas streaming along spiral arms or converging towards the density peaks, supplying new fuel for star formation."

In contrast, the team found that the velocity fluctuations measured throughout giant molecular clouds, on scales intermediate between entire clouds and the tiny cores within them, show no obvious characteristic scale. Diederik Kruijssen, co-author of the paper based at Heidelberg University explains: "The density and velocity structures that we see in giant molecular clouds are 'scale-free', because the turbulent gas flows generating these structures form a chaotic cascade, revealing ever smaller fluctuations as you zoom in -- much like a Romanesco broccoli, or a snowflake. This scale-free behaviour takes place between two well-defined extremes: the large scale of the entire cloud, and the small scale of the cores forming individual stars. We now find that these extremes have well-defined characteristic sizes, but in between them chaos rules."

"Picture the giant molecular clouds as equally-spaced mega-cities connected by highways," says Henshaw. "From a birds eye view, the structure of these cities, and the cars and people moving through them, appears chaotic and disordered. However, when we zoom in on individual roads, we see people who have travelled from far and wide entering their individual office buildings in an orderly fashion. The office buildings represent the dense and cold gas cores from which stars and planets are born."


The perilous process of star birth

This image shows shock waves produced by an explosion that happened when several young stars were ejected from the Orion Molecular Cloud – a known birthplace of stars – about 500 years ago. The colors represent a relative Doppler shifting of the millimeter-wavelength light emitted by carbon monoxide gas. Composite image via ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/ Gemini South/ J. Bally/H. Drass et al.

One of the most famous stellar nurseries in our galaxy can be seen by astronomers in the direction to the constellation Orion the Hunter. There, within an enormous cloud of interstellar gas and dust, stars are being born, ultimately getting dense enough and hot enough inside to spark thermonuclear fusion, the process by which stars shine. It’s been known for a long time that star death can be an explosive process, and that supernovae, or gigantic star explosions, are associated with the death of stars. But, as the image above shows, star birth can unleash violent and explosive events, too. This image was released on April 7, 2017. It’s from the ALMA telescope in Chile. The National Radio Astronomy Observatory explained what is represents in a statement:

Around 500 years ago, a pair of adolescent protostars had a perilously close encounter that blasted their stellar nursery apart.

Astronomers using the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) have examined the widely scattered debris from this explosive event, gaining new insights into the sometimes-fierce relationship among sibling stars.

Shortly after starting to form some 100,000 years ago, several protostars in the Orion Molecular Cloud 1 (OMC-1), a dense and active star factory about 1,500 light-years from Earth just behind the Orion Nebula, latched onto each other gravitationally and gradually drew closer.

Eventually, two of these stars either grazed each other or collided, triggering a powerful eruption that launched other nearby protostars and hundreds of giant streamers of dust and gas into interstellar space at speeds greater than 150 kilometers per second [about 93 miles per second]. This cataclysmic interaction released as much energy as our sun emits over the course of 10 million years.

John Bally with the University of Colorado led this research, now published in the peer-reviewed Astrophysical Journal. He said:

What we see in this once-calm stellar nursery is a cosmic version of a 4th of July fireworks display, with giant streamers rocketing off in all directions.

According to the researchers, explosions like this one are probably relatively short-lived in contrast to supernova explosions. The remnants of these explosions – like the one you see in the image above – may last only centuries. But, Bally said:

Though fleeting, protostellar explosions may be relatively common. By destroying their parent cloud, as we see in OMC-1, such explosions may also help to regulate the pace of star formation in these giant molecular clouds.

Bally and his team observed this feature previously with the Gemini South telescope in Chile. These earlier images, taken in the near infrared, reveal the remarkable structure of the streamers, which extend nearly a light-year from end to end.

Hints of the explosive nature of this outflow were first uncovered in 2009 with the Submillimeter Array in Hawaii. The new ALMA data, however, provide greater clarity.

The Orion Molecular Cloud Complex is an enormous cloud of interstellar gas and dust within the Milky Way Galaxy. A major component of this cloud is seen here in the southern half of the constellation Orion. Read more about this image from Fred Espenak at AstroPixels.

Bottom line: An explosion within the Orion Molecular Cloud (OMC-1) – a known birthplace of stars in our galaxy – dramatically shows that star birth can unleash violent and explosive events.


Background information

This study titled “Ubiquitous velocity fluctuations throughout the molecular interstellar medium” is published today in the journal علم الفلك الطبيعي. Besides the main author Jonathan D. Henshaw, 25 people from 21 research institutes from 8 countries are involved in the publication. Of these, Jonathan D. Henshaw, Manuel Riener, Eva Schinnerer, Henrik Beuther and Thomas Henning are conducting research at MPIA.

The scientists use data from the following observatories: Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), Morita Atacama Compact Array, Five College Radio Astronomy Observatory (FCRAO), Institut de Radioastronomie Millimétrique (IRAM) Plateau de Bure Interferometer, Mopra Radio Telescope, Herschel Space Observatory


This is a Binary Star in the Process of Formation

About 460 light years away lies the Rho Ophiuchi cloud complex. It’s a molecular cloud—an active star-forming region—and it’s one of the closest ones. R. Ophiuchi is a dark nebula, a region so thick with dust that the visible light from stars is almost completely obscured.

But scientists working with ALMA have pin-pointed a pair of young proto-stars inside all that dust, doing the busy work of becoming active stars.

The binary system of stars is called IRAS 16293-2422, and there’s a third star that’s also part of the system. It’s a widely-studied binary pair, partly because observations have revealed the presence of complex organic molecules, including a simple sugar, in the gas around the stars. That showed scientists that the building blocks for life can be present in the material that solar systems form out of.

But this study was about the pair of proto-stars themselves, rather than the building blocks of life. The authors set out to learn more about the morphology and the kinematics of this young system

Lead author of this new work is María José Maureira from Germany’s Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics (MPE), an international powerhouse of scientific research. The study’s title is “Orbital and mass constraints of the young binary system IRAS 16293-2422 A.” It will be published in The Astrophysical Journal.

Dark nebulae like Rho Ophiuchi are difficult to study. Grains of interstellar dust block visible light. Astronomers have to observe them in radio or infrared. In this new study, the researchers used ALMA (Atacama Large Millimeter/sub-millimeter Array) to probe through all the light-blocking dust. As ALMA’s name makes clear, it observes wavelengths of about one millimeter, between infrared and radio. ALMA is an interferometer, combining 66 high-precision antenna as one telescope, giving it a high angular resolution.

This photo of the ALMA antennas on the Chajnantor Plateau in Chile, more than 16,000 feet (5000 meters) above sea level, was taken a few days before the start of ALMA Early Science and shows only one cluster of the 66 dishes. ALMA views the sky in “submillimeter” light, a slice of the spectrum invisible to the human eye that lies between infrared and radio waves. Credit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/W. Garnier (ALMA)

Inside the Rho Ophiuchi dark nebula lies a binary system named IRAS 16293-2422 A. Though it’s already a widely-studied object, previous studies produced some conflicting results. Different observations at different wavelengths showed multiple compact sources of radiation at different locations. The thick dust was making things difficult.

This study went further than previous studies. ALMA allowed the team of researchers to pinpoint the sources within the dark nebula. Astronomers already knew about the presence of what’s known as Protostar-B in the system, a well-known object. But their observations also revealed the two compact point sources of radiation, A1 and A2, in more detail than ever before.

“The small disks are probably still being fed and growing!”

Paola Caselli, STudy Co-Author and director at MPE, and head of the Center for Astrochemical Studies.

In thier paper, the authors write “Here, we present ALMA Band 3 continuum observations with a resolution of 0.046” (6.5 au) that reveal for
the first time two compact sources at wavelengths tracing dust thermal emission, coincident with the location of the cm compact sources A1 and A2, thus confirming IRAS 16293 A1-A2 as a binary.”

“Our observations confirm the location of the two close proto-stars and reveal that each is surrounded by a very small dust disk. Both, in turn, are embedded in a large amount of material showing complex patterns,” said lead author Maureira in a press release.

Detailed view of the binary proto-star system with a size comparison to our solar system. The separation between the sources A1 and A2 is roughly the diameter of the Pluto orbit. The size of the disk around A1 (unresolved) is about the diameter of the asteroid belt. The size of the disk around A2 is about the diameter of the Saturn orbit. Image Credit: © MPE

Both young stars are similar in mass to the Sun. A1 is just under one solar mass, while A2 is about 1.4 solar masses. Each one is embedded in its own dust disk. A2’s dust disk is somewhat larger than A1’s, and appears at an angle relative to the orientation of the Rho Ophiuchi cloud structure. That’s an unusual detail, and points to some chaos in the system. The already known Protostar B has a disk that’s face-on from our vantage point, adding to the chaotic nature.

The team had 30 years of data on this system at their disposal. They added their new observations to all of that data, and came up with some new conclusions. The two proto-stars are orbiting each other every 360 years, at an orbit that’s similar to Pluto’s full extent in our Solar System.

“This is the first time that we were able to derive the full orbital parameters of a binary system at this early stage of star formation,” said co-author Jaime Pineda, also from MPE, who contributed to the modelling.

“With these results we are finally able to dive into one of the most embedded and youngest proto-stellar systems, unveiling its dynamical structure and complex morphology, where we clearly see filamentary material connecting the circumstellar disks to the surrounding region and likely to the cirbumbinary disk. The small disks are probably still being fed and growing!” emphasizes Paola Caselli, director at MPE and head of the Center for Astrochemical Studies.

This figure from the study helps explain some of the results. These are high angular resolution images of the IRAS 16293 system from ALMA. It shows the triple nature of the system. Point source B is some distance away from the binary pair. It’s embedded in its own disk of dust, seen face-on, that’s about 40 AU across. The A1 and A2 point sources are revealed as distinct objects, separated by 54 AU, and each in its own disk. The image also shows the extended dust structure enveloping both point sources. Image Credit: Maureira et al, 2020.

As part of their observations the team also looked at organic molecules. By observing the spectral lines, they were able to gain additional information on the binary pair. That helped them more fully characterize the motion of the gas around both stars.

“This was only possible thanks to the great sensitivity of ALMA and the observations of molecules which uniquely trace these dense regions. Molecules send us signals at very specific frequencies, and, following changes of such frequencies across the region (due to internal motions) one can reconstruct the complex kinematics of the system. This is the power of astrochemistry.”

The team identified spectral lines for different molecules in the gas. By mapping them and their velocities, they could construct the kinematics in the system. From left to right are velocity maps for Carbon Sulfide, Isocyanic Acid, Formamide, and Formic Acid. Image Credit: Maureira et al, 2020.

The authors sum up their findings in the paper’s conclusion. “The range of protostellar masses inferred from the orbital analysis and the gas kinematics are consistently higher than previous estimations using lower resolution observations…”

They also point out that the system is likely gravitationally bound. “…the binary system A and single source B are also likely bound, forming a triple hierarchical system.” The authors say that further observations and simulations will “…help to further constrain the dynamics and individual masses of this deeply embedded triple system.”