نقدم ملاحظاتٍ طيفيةً متعددةَ الخطوط لانبعاث CO (\(J=1–0\)) باتجاه السحابة المظلمة الخيطية L914 القريبة من منطقة Cygnus X، باستخدام التلسكوب المليمترى ذي القطر 13.7 مترًا في مرصد Purple Mountain (PMO). تكشف هذه الملاحظات عن خيطٍ طويلٍ في السحابة بطولٍ زاوي يقارب \(\sim3\fdg6\)، ما يعادل نحو 50 pc عند المسافة المقدرة بـ \(\sim760\) pc. علاوةً على ذلك، اكتُشفت مجموعتان من الخيوط الدقيقة في منطقتين فرعيتين داخل السحابة، ترتبط كلٌّ منهما بالحافة الكثيفة للخيط. وتُظهر هذه الخيوط نمطًا شبه دوريٍّ في كل من خرائط شدّة CO ومخططات السرعة-الموضع. كما تظهر اثنتان منهما تدرجات سرعة متزايدة وزيادة في التشتت باتجاه الحافة الكثيفة، وهو ما يمكن تفسيره على أنه تدفقات انسيابية ناجمة عن الجاذبية. استنادًا إلى بيانات استقطاب الغبار عند 353 GHz من Planck، وجدنا أن هذه الخيوط محاذية بشكل جيد مع خطوط المجال المغناطيسي. وعلاوةً على ذلك، يتعامد الخيط والمجال المغناطيسي مع الحافة الكثيفة، مكونين بنيةً ثنائيةَ الأقطاب. باستخدام طريقةٍ كلاسيكية، قدّرنا قوة المجال المغناطيسي وقيّمنا الأهمية النسبية للجاذبية والاضطراب والمجال المغناطيسي، وخلصنا إلى أن سحابة L914 ممغنطةٌ إلى حدٍ كبير. وتشير نتائجنا إلى أن المجالات المغناطيسية تلعب دورًا محوريًا في تشكيل الهياكل الخيطية من خلال توجيه المادة على طول الخيوط نحو الحافة الكثيفة. كما تُظهر المقارنة بين الملاحظات والمحاكاة أن هذه الخيوط قد تكون ناتجةً عن ديناميكا مغناطيسية هيدروديناميكية (MHD).
لقد كشفت الدراسات متعددة الأطياف عن عمومية الهياكل الخيطية في السحب الجزيئية (أنظر، على سبيل المثال، (Schneider1979, Molinari2010, Schuller2017, Yuan2021)). تشير ملاحظات Herschel إلى أن الألياف تلعب دورًا هامًا في ربط السحب الجزيئية بتكوين النجوم (Andre2014). ومع ذلك، فإن الآليات الفيزيائية المتعلقة بتكوين وتطور الألياف معقدة. تفاعل الجاذبية والاضطراب والضغط الحراري والمجال المغناطيسي وأهميتها النسبية لا تزال موضع نقاش (أنظر، على سبيل المثال، (Inutsuka1992, Padoan2001, Hennebelle2013, Gomez2014)).
قد تساعدنا الخطوط المنظمة على نطاق واسع في فهم العمليات الفيزيائية التي تؤدي إلى تكوين الهياكل الخيطية (أنظر المراجعات في (Hacar2023) و (Pineda2023)). تم التعرف على الخطوط لأول مرة بواسطة Goldsmith2008، الذي اكتشف سلسلة من الهياكل الشبيهة بالشعر مع خريطة ديناميكية واسعة لـ CO في منطقة الثور. كشفت قياسات الاستقطاب أن هذه الخطوط متوافقة جيدًا مع المجال المغناطيسي المتوقع. ووجدت الملاحظات اللاحقة لـ Herschel في نفس المنطقة الخطوط العمودية المتصلة بقمة خيط B211، ما أدى إلى اقتراح أن الخيط يكتسب المادة من خلال هذه الخطوط (Palmeirim2013, Shimajiri2019). كما تم اكتشاف الخيوط الجزيئية في سحب موسكا (Cox2016), L1642 (Malinen2014, Malinen2016) والدب الأصغر (Panopoulou2016)، وغيرها.
بالإضافة إلى السحب الجزيئية، تُلاحظ الخطوط أيضًا في الوسط الذري المنتشر (على سبيل المثال، (McClure2006, Tritsis2019)). تُرى هذه الهياكل على أنها منتظمة وشبه دورية ومتوافقة جيدًا مع المجال المغناطيسي على مستوى السماء (على سبيل المثال، (Heyer2008, Heyer2016, Panopoulou2016, Soler2019)). ومع هذه الميزات اللافتة، من الطبيعي التكهّن بأن هياكل الخطوط هي نتيجة تدفق المادة على طول خطوط المجال المغناطيسي (Goldsmith2008, Palmeirim2013). يشير تحليل حقول السرعة وآثار الخطوط في الثور إمّا إلى عدم استقرار كلفن-هيلمولتز أو موجة المغنطونية الهيدروديناميكية كأصل لخطوط الثور (Heyer2016). بديلًا عن ذلك، اقترح Chen2017 أن الخطوط هي تموّجات الألواح الناتجة عن عدم استقرار القشرة الرقيقة. ومع ذلك، بسبب صغر عينة الخطوط المرصودة، لا يزال من الصعب وضع قيود قوية على النماذج النظرية والمحاكاة. لذلك، من المهم البحث عن المزيد من الخيوط المرتبطة بالألياف، من أجل فهم أفضل لآلية تكوين الخطوط.
السحابة L914 هي سديم مظلم تم إدراجه لأول مرة في Lynds1962. تمت تغطيته بمسح \(\rm ^{13}CO\) باستخدام تلسكوبين ميليمترين بقطر \(\rm 4~m\) في جامعة ناغويا (Dobashi1994). في ملاحظات \(\rm ^{13}CO\)، أظهر السحابة L914 هيكلًا ممتدًا بشكل عام. في هذا العمل، نقدم ملاحظات CO بدقةٍ أعلى لسحابة L914، كجزءٍ من مشروع رسم خرائط مجرة درب التبانة (MWISP)1، وهو مسح متعدد الخطوط لـ CO \((J = 1-0)\) غير متحيز نحو الطائرة المجرية الشمالية باستخدام تلسكوب المليمتر 13.7m في مرصد الجبل الأرجواني (PMO; (Su2019, Sun2021)). بالإضافة إلى ذلك، تُستخدم أيضًا بيانات استقطاب الغبار من \(Planck\). يتم تقديم الملاحظات وعمليات تقليل البيانات في القسم 2. في القسم 3، نقدم نتائج الملاحظات ونبلغ عن اكتشاف خيط طويل مرتبط بخيوط محاذية مغناطيسيًا. في القسم 4، نقيم التوازن بين المجال المغناطيسي والاضطراب والجاذبية في سحابة L914 ونناقش الآليات المحتملة المشاركة في تكوين الهياكل الخيطية، بالإضافة إلى الخطوط المنتشرة. يتم تلخيص الاستنتاجات الرئيسية في القسم 5.
تُغَطِّي مُلاحظات CO نحو سحابة \(L914\) منطقة ضمن \(81\arcdeg \le l \le 84\arcdeg\) و\(-3\arcdeg \le b \le -1\arcdeg\). أُجريَت الملاحظات باستخدام تلسكوب المليمتر PMO 13.7m الموجود في ديلينغه، الصين، من مارس 2012 إلى مايو 2018. استُخدم جهاز استقبال الطيف فائق التوصيل (SSAR؛ (Shan2012)) كجهاز أمامي، وتمت ملاحظة خطوط الانبعاث \(\rm ^{12}CO\) و\(\rm^{13}CO\) و\(\rm C^{18}O\) \(J = 1-0\) في وضع فصل الجانبين. يحتوي الجانب العلوي (USB) على خط \(\rm^{12}CO\) والجانب السفلي (LSB) يحتوي على خطوط \(\rm^{13}CO\) و\(\rm C^{18}O\). كان عرض الشعاع نصف القوة (HPBW) \(\sim55\arcsec\) عند \(\rm 110~GHz\) و\(\sim52\arcsec\) عند \(\rm 115~GHz\). كانت درجة حرارة النظام النمطي \(\sim 275~K\) لـ \(\rm ^{12}CO\) و\(\sim 155~K\) لـ \(\rm ^{13}CO\) و\(\rm C^{18}O\). استُخدم مطياف تحويل فوريّ سريع (FFTS) كجهاز خلفي، والذي يمتلك عرض نطاق إجمالي \(\rm 1~GHz\) ويحتوي على 16384 قناة. كانت دقة السرعة المقابلة \(\rm 0.16~km~s^{-1}\) لخط \(\rm ^{12}CO\) و\(\rm 0.17~km~s^{-1}\) لخطوط \(\rm ^{13}CO\) و\(\rm C^{18}O\) على التوالي. تم تقسيم المنطقة المراقبة إلى خلايا فردية \(\rm 30\arcmin \times 30\arcmin\). تمت مراقبة كل خلية في وضع OTF بمعدل مسح 50\arcsec/s وزمن تفريغ \(\rm 0.3~s\). كان الفاصل الزمني للمسح 15 ثانية (\(\rm 50\arcsec~s^{-1} \times 0.3~s\)). لتقليل تأثيرات المسح، تم رسم خريطة لكل خلية على طول خطوط الطول والعرض المجريين.
تمت معايرة درجة حرارة الهوائي (\(T_{\rm A}\)) باستخدام طريقة عجلة القطع القياسية (Ulich1976). ثم استنتجنا درجة حرارة الشعاع الرئيسي (\(T_{\rm mb}\)) من \(T_{\rm A}\) بمعادلة \(T_{\rm mb} = T_{\rm A}/B_{\rm eff}\)، حيث كانت كفاءات الشعاع الرئيسي \(B_{\rm eff}\) تقريبًا 44% للـ USB و48% للـ LSB خلال الملاحظات. وقدّرنا أخطاء المعايرة بأنها ضمن 10%.
تم تقليل البيانات الأولية بواسطة مجموعة عمل MWISP باستخدام برنامج GILDAS2 وأدوات مطورة ذاتيًا. بعد التخلص من البيانات غير الطبيعية، قسمنا مكعبات البيانات (\(30\arcmin \times 30\arcmin\) FITS) لمناطق السحابة وأعدنا تشكيل الخرائط إلى \(30\arcsec \times 30\arcsec\). كان مستوى الضوضاء النموذجي أقل من \(\sim0.5~K\) لـ \(\rm ^{12}CO\) بعرض قناة \(\rm 0.16~km~s^{-1}\)، و\(\sim0.3~K\) لـ \(\rm ^{13}CO\) و\(\rm C^{18}O\) بعرض قناة \(\rm 0.17~km~s^{-1}\). جميع السرعات المذكورة في هذا العمل نسبية للمعيار المحلي للراحة (LSR).
لدراسة المجال المغناطيسي لسحابة L914، استرجعنا بيانات استقطاب الغبار من أرشيف \(Planck\) الدائم3. قام مسح \(Planck\) الشامل للسماء (Planck2011) بمراقبة الاستقطاب الخطي في سبعة أطياف من 30 إلى \(\rm 353~GHz\)، وكان الطيف \(\rm 353~GHz\) الأكثر حساسية لكشف استقطاب الغبار (Planck2015). بالإضافة إلى ذلك، لا تساهم الخلفية الكونية الميكروية (CMB) بشكل ملحوظ في الانبعاث المستقطب في هذا الطيف عند مراقبة السحب الجزيئية (Soler2019). لذلك، استخدمنا بيانات استقطاب الأشعة تحت الحمراء من \(Planck\) \(\rm 353~GHz\) في هذا العمل لتتبع المجالات المغناطيسية. الخرائط الأصلية لها دقة \(4\farcm8\) بتنسيق HEALPIX4، مع إزالة الانحياز عند \(N_{\rm side}=2048\)، والذي يُوافق حجمَ البكسل \(1\farcm7\). قمنا بتنعيم الخرائط إلى \(10\arcmin\) لزيادة نسبة الإشارة إلى الضوضاء (S/N) للمناطق الممتدة، كما اقترح (Planck_2016). يُحسب زاوية موضع الاستقطاب (PA) بالمعادلة \[\theta_{\rm PA} = -\tfrac{1}{2}\arctan\bigl(\tfrac{U}{Q}\bigr),\] حيث تُعطي \(\theta_{\rm PA}\) وفقًا لاتفاقية IAU، أي \(\theta_{\rm PA}=0\arcdeg\) يشير إلى الشمال ويزداد \(\theta_{\rm PA}\) عكس اتجاه عقارب الساعة. يكون اتجاه المجال المغناطيسي عموديًا على زاوية الموضع، \(\theta_{\rm B} = \theta_{\rm PA} - \tfrac{\pi}{2}\).