مقدمة

تتكون النجوم في السحب الجزيئية حيث البيئة غنية بالغاز الكثيف . عندما تتغلب قوة الجاذبية داخل السحب الجزيئية على الضغط الداخلي بعد أن تبرد السحابة، يبدأ الغاز بالانهيار مكونًا النجوم. يمكن أن تؤدي هذه العملية إلى تكوين خيوط تشكل شبكة تغذي المواد الجديدة إلى مراكز التقاطع . يُشار إلى انتقال الكتلة على طول الخيوط باسم "حزام النقل" . لذلك، فإن الوسط بين النجمي داخل السحابة الجزيئية ذو بنية هرمية عالية. تظهر الأدلة من الرصدات تحت الحمراء وتحت المليمترية أن مواقع النوى النجمية الأولية وما قبل النجمية مرتبطة بقوة بالهيكل الهرمي داخل السحب . تشير هذه الأدلة الرصدية إلى أن التكوين النجمي يحدث عبر توزيع كثافة مستمر، من المناطق المركزية الأكثر كثافة إلى شبكات الخيوط الأوسع والأقل كثافة . تشير النتائج الرصدية السابقة إلى الحاجة لتحسين آلية "تكوين العنقود الأحادي" . في سيناريو التكوين الأحادي، تولد العناقيد النجمية أولاً في المنطقة المركزية الأكثر كثافة من السحب الجزيئية. بعد طرد عنيف للغاز، تتوسع النجوم في العناقيد الكثيفة وتنتشر في النهاية في الحقل، أي ما يسمى "موت الرضيع" .

لتفسير التكوين النجمي الذي يحدث في وسط بين نجمي هرمي، طور إطارًا نظريًا يُعرف بـ"التكوين النجمي الهرمي". في هذا النموذج، فقط التكوين النجمي في المناطق عالية الكثافة يمكن أن ينتج عناقيد نجمية مرتبطة جاذبيًا. أما المجموعات النجمية المتكونة في المناطق منخفضة الكثافة فتمتلك بنى فرعية خيطية وتصبح غير مرتبطة بسرعة بعد طرد الغاز المتبقي. تنبأ هذا النموذج بأن ثلث نجوم الحقل تأتي من عناقيد مرتبطة. تشير رصدات Gaia الحديثة إلى دعم هذا السيناريو وتقترح أن حوالي 8–27% فقط من النجوم في جوار الشمس نشأت من عناقيد مرتبطة .

تعد المجموعات النجمية الشابة أهدافًا مثالية لاختبار نظرية التكوين الهرمي. فحداثتها تتيح لنا تتبع السمات المورفولوجية والحركية الموروثة من سحابتهم الجزيئية الأم . خلصت دراسات سابقة إلى أن نجوم جمعيات OB تولد في المناطق منخفضة الكثافة من السحب الجزيئية، وأن البنى الفرعية الخيطية تشكلت في مكانها . غالبًا ما ترتبط البنى الفرعية الخيطية الممدودة للمجموعات النجمية، وهي بقايا الخيوط، بالعناقيد المفتوحة الشابة (\(\lesssim 100\) مليون سنة) حيث توجد أيضًا بنى فرعية حركية ملحوظة . لا تزال العناقيد المفتوحة الشابة تحتفظ بالبنى الفرعية المورفولوجية والحركية التي تدعم طبيعة حالتها الديناميكية غير المتطورة. يتم محو الأدلة على البنية الأولية في كل من الشكل والحركة خلال عدة أزمنة عبور شاملة .

وفقًا لآلية "حزام النقل" في إطار التكوين الهرمي، لا يتم نقل الغاز فقط، بل أيضًا النجوم إلى مناطق المركز. يجلب التدفق الساقط مجموعات أصغر من النجوم على طول الخيوط إلى المنطقة المركزية الكثيفة . ستستمر هذه المجموعات الفرعية الساقطة في الاندماج عندما تصل ديناميكيات المجموعات إلى حالة دون الجهد الحرج . يتم الحفاظ على شكل المجموعات الفرعية المندمجة مؤقتًا. بعد استرخاء كافٍ في نفس بئر الجهد للمنطقة المركزية، تختلط المجموعات الفرعية وتفقد ذاكرتها الحركية المرتبطة بالخيط. ومع ذلك، إذا انتقلت الحالة الديناميكية للمجموعات من دون الجهد الحرج إلى فوق الجهد الحرج أثناء عملية السقوط، فإن المجموعات الفرعية ستمر ببعضها البعض فقط. أظهرت المحاكاة العددية أن العناقيد النجمية تتكون من اندماج مجموعات نجمية فرعية في مرحلة دون الجهد الحرج ديناميكيًا . علاوة على ذلك، تدعم الرصدات متعددة الأطوال الموجية للعناقيد التي تظهر أدلة على اندماج المجموعات الفرعية هذه النتائج. ومع ذلك، هناك حاجة إلى المزيد من الرصدات للعناقيد الشابة (\(<100\) مليون سنة) لتعزيز آلية التكوين الهرمي للعناقيد النجمية.

في الورقة الأولى من هذه السلسلة لدراسة البنية ثلاثية الأبعاد للعناقيد المفتوحة في جوار الشمس ، وجدنا أن ثلاثة من أصل 13 عنقودًا مستهدفًا تظهر بالفعل علامات على بنى فرعية خيطية ممدودة، وهي العناقيد الشابة NGC 2232 وNGC 2547 وNGC 2451B بعمر يقارب 25–60 مليون سنة. قد تكون هذه البنى الفرعية الخيطية متصلة بشبكة هرمية أكبر، على سبيل المثال، NGC 2232 مدمج في بنية خيطية بطول عدة مئات من الفرسخ . درست دراستنا اللاحقة خمس مجموعات هرمية في منطقة Vela OB2 أظهرت شكلًا يشبه القشرة مرتبطًا ببنى فرعية حركية في فضاء الحركة الذاتية. من المحتمل أن يؤدي التوسع الملحوظ في هذه المجموعات الهرمية إلى مصير الانحلال. من المرغوب فيه البحث عن المزيد من المجموعات الهرمية والعناقيد الشابة التي تحتوي على بنى فرعية مكانية وحركية لفهم عملية التكوين والتطور المبكر للعناقيد النجمية. في هذه الدراسة، نبحث في مورفولوجيا وحركية 85 عنقودًا مفتوحًا (الجدول [tab:paramter_all]) تقع في جوار الشمس بشكل أساسي ضمن 500 فرسخ فلكي بالاعتماد على بيانات Gaia EDR3 . من بين عيناتنا، 60 من أصل 85 عنقودًا أصغر من 100 مليون سنة. نتبع المنهجية المطورة في الدراسات السابقة لقياس توزيع المجموعات النجمية مكانيًا وحركيًا في الفضاء ثلاثي أو ثنائي الأبعاد.

تنظيم الورقة كالتالي: في القسم 2، نصف خطوات معالجة بيانات Gaia EDR3 التي تُستخدم كمدخل لاختيار أعضاء العناقيد. ثم نقدم الخوارزمية StarGO المستخدمة لتحديد أعضاء العناقيد والتعرف على المجموعات الهرمية. يتم التحقق من موثوقية العضوية في القسم 2.3. في القسم 3، يتم تصحيح المسافة لكل نجم. تُعرض البنى ثلاثية الأبعاد وتصنيف العناقيد المفتوحة المستهدفة في القسم 4. يُقدم تحليل البنى الفرعية الحركية في القسم 5. تُعرض خصائص المجموعات الهرمية في القسم 6. يتم قياس مورفولوجيا النجوم داخل نصف القطر المدي لكل عنقود في القسم 7. في القسم 8، نناقش اعتماد مورفولوجيا العنقود ودلالتها على التكوين والتطور النجمي. أخيرًا، نقدم ملخصًا في القسم 9.