نقدّم رصداً عالي الحساسيّة في تحت الأحمر لاستكشاف الأقراص حول الأجسام ذات الكتل الكوكبية الحُرّة الطليقة (PMOs) في عنقود NGC 1333، وذلك عبر تكديس 70 إطاراً من Spitzer/IRAC عند الطولين الموجيين 3.6 و4.5\,\mu\mathrm{m}. تتفوّق صورنا المكدّسة في العمق على الإطارات الفردية بما يزيد على 2.3 قدر، وتشمل العيّنة 50 قزماً بنياً، 15 منها ذات نوع طيفي M9 أو أحدث. تُقابل الأنواع الطيفية اللاحقة لـM9 كتلًا في نطاق الكواكب العملاقة، أي قريبة من حدّ احتراق الديوتيريوم (0.015\,M_{\odot}) أو دونه. يظهر انبعاثٌ فائض مؤكّد في خمسة من أصل 12 جسماً من فئة PMO، ما يماثل نسبة أقراص قدرها 42%، مع لايقين إحصائي كبير لصِغر العيّنة. وبمقارنةٍ مع القياسات للأجسام الأعلى كتلة، لا تنخفض نسبة الأقراص انخفاضاً حادّاً مع تناقص الكتلة في المجال دون النجمي، وهو ما ينسجم مع دراسات سابقة. وعليه، يبدو أنّ الأجسام ذات الكتل الكوكبية الحُرّة قادرة على تشكيل أنظمة كوكبية صغيرة. نلفت أيضاً إلى أنّ جسماً واحداً فقط من بين أقلّ ستة أجسام كتلةً في NGC 1333 (نوعه الطيفي L0 أو أحدث) يملك قرصاً مؤكّداً. وباستعراض الأدبيّات، نجد أنّ أقلّ الأجسام كتلةً التي تمّ تأكيد أقراصها تبلغ كتلها نحو \(\sim0.01\,M_{\odot}\) (أي \(\sim 10\,M_{\mathrm{Jup}}\)). ولا يزال غير واضح ما إذا كانت الأجسام الأدنى كتلةً تمتلك أقراصاً؛ وإذا لم يكن كذلك، فقد يشير ذلك إلى أنّ \(\sim 10\,M_{\mathrm{Jup}}\) يمثّل حدّاً أدنى لكتلة الأجسام التي تتشكّل بالطريقة النجمية. تمهّد نتائجنا، بالاعتماد على صور Spitzer العميقة، لدراسات لاحقة باستخدام JWST عند أطوال موجية أطول وحساسية أعلى، لاستكشاف مدى شيوع الأقراص وطبيعة تكوّن الأجسام ذات الكتل الكوكبية الحُرّة على نحوٍ أوسع.
تتشكّل الكواكب في أقراص غبارية تُحيط بالنجوم الفتيّة. ومن أكثر الطرق مباشرةً لإثبات وجود أقراص حول النجوم التصويرُ في تحت الأحمر بحثاً عن انبعاثاتٍ فائضة من الغبار الدافئ. مادةُ القرص هي بقايا السحابة الدوّارة التي يتشكّل منها النجم، حيث تتسطّح البنية إلى قرص أثناء الانهيار نتيجة حفظ الزخم الزاوي. في مناطق تكوّن النجوم بعمر 1–2 مليون سنة، يحتفظ أكثر من نصف النجوم من الأنواع الطيفية G وK وM بأقراص. أمّا في المناطق الأقدم (5–10 ملايين سنة)، فتنخفض نسبة الأقراص إلى نحو 10–20%، جرّاء تراكم مادة القرص على النجوم، وتبدّدها بفعل الرياح، أو اندماجها في أجسام كوكبية (jayawardhana99,haisch01,meyer07).
وليس النجوم وحدها من تمتلك أقراصاً؛ فالأقزامُ البنّية الشابّة أيضاً، وهي أجسام دون نجمية بكتل أقلّ من 0.08 كتلة شمسية (أي نحو 80 كتلة مشتري)، لا تستطيع الحفاظ على احتراقٍ مستقرّ للهيدروجين. بدأت اكتشافات الأقراص حول هذه الأجسام ودراستها الأولية قبل نحو عقدين (natta02,jayawardhana03,mohanty04)، وأصبح مقبولاً اليوم أنّ معظم الأقزام البنّية تتشكّل بطريقة نجمية من انهيار السُحُب الأمّ (luhman12b). وقد لعب تلسكوب الفضاء Spitzer دوراً حاسماً في فهم أقراص الأقزام البنّية بفضل حساسيته الفريدة ضمن المدى 3–24 ميكرون. ومع اتساع العينات، تبيّن أنّ أقراص الأقزام البنّية شائعة وطويلةُ العمر؛ إذ تتقارب نسبة الأقراص لدى الأقزام البنّية في مناطق التشكّل الفتيّة مع تلك لدى النجوم، ما يشير إلى أعمارٍ قرصية متشابهة (scholz08,luhman12). وأظهرت أرصاد Spitzer دلائل على نموّ حبيبات الغبار (apai05) وترسّبها نحو مستوى منتصف القرص (scholz07)، وهي شروطٌ مسبقة أساسية لتكوّن الكواكب عبر سيناريو تراكم النواة. وقد بيّنت الدراسات في أطوال موجية أطول، لا سيّما باستخدام ALMA، إمكان تكوّن الكواكب في أقراص الأقزام البنّية (testi16). كما يُشير اكتشاف عدّة رُفقاء ذوي كتل كوكبية يدورون حول أقزامٍ بنّية إلى قدرة الأجسام دون النجمية ذات الكتل 1–8% من كتلة الشمس على تشكيل أنظمتها الكوكبية الخاصة (jung18).
وبالتوازي مع ذلك، أكّدت برامج الرصد الأرضية العميقة أنّ مناطق تكوّن النجوم تضمّ أجساماً تقلّ كتلُها بعشر مرّات تقريباً عن حدّ احتراق الهيدروجين. ففي جميع المناطق المدروسة بعمق كافٍ — مثل \(\sigma\) Orionis و\(\rho\) Ophiuchi وNGC 1333 وIC 348 وChamaeleon I وTaurus وLupus وUpper Scorpius — تمّ رصد أجسامٍ بكتل أدنى من حدّ احتراق الديوتيريوم (\(\sim 15\,M_{\mathrm{Jup}}\)) وصولاً إلى نحو (\(\sim 5\,M_{\mathrm{Jup}}\)) (zapatero00,lucas01,scholz12b,lodieu18,miretroig22).
ما زلنا نعرف القليل عن طبيعة وتطوّر هذه الأجسام ذات الكتل الكوكبية الحُرّة (PMOs). ويبرز سؤالٌ أساسي حول أصلها: فقد تتشكّل بطريقة نجمية مثل النجوم والأقزام البنّية من انهيار السُحُب الأمّ (bate12)، أو قد تكون كواكبَ عملاقةً طُرِدت من نُظُمِها الأصلية (parker12,vanelteren19). ونظريّاً، يُتوقّع مزيجٌ من سيناريوهات التشكّل ضمن النطاق 1–15 كتلة مشتري، مع ميلٍ أكبر للأصل النجمي عند الطرف الأعلى من النطاق، وأكبر للأصل الكوكبي عند الطرف الأدنى (scholz22). كما يُتوقّع أن يقع الحدّ الأدنى لكتلة التشكّل النجمي — المحدَّد بما يُعرف بـ«حدّ العَتامة للتجزّؤ» — ضمن هذا النطاق نفسه (bate12)، لكن هذه الأفكار لم تُختبر بعد تجريبياً. وثمّة سؤالٌ أساسيّ آخر: هل تستطيع هذه الأجسام الحُرّة تشكيل أنظمة كوكبية صغيرة؟
إنّ دراسة بصمات الأقراص حول الأجسام ذات الكتل الكوكبية الحُرّة كفيلةٌ بإضاءة هذه القضايا. فشيوع الأقراص لديها سيؤكّد إمكان تشكيل أنظمة كوكبية، كما أنّ دراسات لاحقة قد تقيس الشروط المسبقة لتكوّن الكواكب (نموّ الحبيبات، كتلة غبار كافية، أعمار الأقراص). وإذا كانت هذه الأجسام تتشكّل في الأساس كالكواكب داخل أقراصٍ حول نجوم ثم تُطرَد، فنتوقّع أن تتعرّض أقراصها الأوّلية للتعطّل سريعاً (bowler11)؛ وعليه، لا يُتوقّع شيوع أقراصٍ كبيرة حول الأجسام الحُرّة إذا كان أصلها كوكبياً مطروداً. وبما أنّ نسبة الكواكب المطرودة يُتوقَّع أن تزداد مع تناقص الكتلة، يصبح معياراً مهمّاً تحديدُ الكتلة التي تصير عندها الأقراص نادرةً أو معدومة.
في هذه الورقة، نقدّم قياساتٍ ضوئية جديدة في النطاق تحت الأحمر للأجسام ذات الكتل الكوكبية الحُرّة في العنقود الفتيّ NGC 1333، وهي منطقة نشطة لتكوّن النجوم بعمرٍ يقارب 1 مليون سنة (gutermuth08,scholz09) وعلى مسافة (\(\sim 300\)) فرسخٍ فلكي، وفق قياسات اختلاف المنظر (Gaia DR2) لنجوم العنقود (pavlidou22). وعلى خلاف الدراسات السابقة في هذا العنقود بتحت الأحمر، نبني هنا صوراً فائقة العمق من Spitzer عبر تكديس سلاسل الرصد. في قسم «البيانات» نعرض المنهجيّة والعَيّنة؛ وفي قسم «الأقراص» نستخرج الفائض تحت الأحمر، نتحقّق من وجود الأقراص في الأجسام الحُرّة، ونناقش خصائصها عموماً؛ ونختتم بالاستنتاجات في قسم «الخلاصة».