مُلخَّص

نُقدِّم مُلاحظاتٍ مُتعدِّدةِ الخطوط لانبعاث CO (\(J=1-0\)) باتجاه السحابة المُظلِمة L914 القريبة من منطقة Cygnus X، باستخدام التلسكوب المِليمتري بقطر 13.7 مترًا في مرصد Purple Mountain (PMO). تكشف هذه الملاحظات عن خيطٍ طويل داخل السحابة بطولٍ زاوي يقارب \(\sim 3.6^\circ\)، ما يعادل نحو 50 pc عند المسافة المُقدَّرة بـ \(\sim760\) pc. إضافةً إلى ذلك، كُشِفت مجموعتان من الخُطوط الشعيرية في منطقتين فرعيتين داخل السحابة، ترتبط كلٌّ منهما بالحافة الكثيفة للخيط. وتُظهر هذه الخُطوط نمطًا شبهَ دوريٍّ في كلٍّ من خرائط شدة CO ومخططات الموضع–السرعة. كما يُظهر اثنان منها تدرّجاتِ سرعةٍ متزايدةً وتشتّتاتٍ تتجه نحو الحافة الكثيفة، وهو ما يمكن تفسيره على أنه تدفّقاتٌ انسيابية ناجمة عن الجاذبية. بالاستناد إلى بيانات استقطاب الغبار عند 353 GHz من Planck، وجدنا أن هذه الخُطوط محاذيةٌ جيدًا مع خطوط المجال المغناطيسي. وعلاوةً على ذلك، يتعامد كلٌّ من الخُطوط والمجالات المغناطيسية على الحافة الكثيفة، مُشكِّلَين بُنيةً ثنائيةَ القطب. باستخدام الطريقة الكلاسيكية، قدّرنا قوّة المجال المغناطيسي وقيّمنا الأهمية النسبية للجاذبية والاضطراب والمجال المغناطيسي، ووجدنا أن سحابة L914 مُممغنطةٌ بقوة. وتشير نتائجنا إلى أن المجالات المغناطيسية تؤدّي دورًا محوريًّا في تشكيل الهياكل الخيطية من خلال توجيه المادّة على طول الخُطوط نحو الحافة الكثيفة. كما تُظهر المقارنة بين الملاحظات والمحاكاة أن هذه الخُطوط قد تكون ناتجةً عن دينامياتٍ مغناطوهيدروديناميكية (MHD).

مُقدِّمة

لقد كشفت الدراسات مُتعدِّدة الأطياف عن شيوع الهياكل الخيطية في السحب الجزيئية (انظر، على سبيل المثال: Schneider1979, Molinari2010, Schuller2017, Yuan2021). وتشير ملاحظات Herschel إلى أن الخيوط تؤدي دورًا مهمًّا في صلة السحب الجزيئية بتكوُّن النجوم (Andre2014). ومع ذلك، فإن الآليات الفيزيائية المتعلقة بتكوُّن الخيوط وتطوّرها معقّدة؛ إذ لا يزال تفاعل الجاذبية والاضطراب والضغط الحراري والمجال المغناطيسي، وأهميتها النسبية، موضع نقاش (انظر، على سبيل المثال: Inutsuka1992, Padoan2001, Hennebelle2013, Gomez2014).

قد تساعدنا الخُطوط المُنظَّمة على نطاقٍ واسع في فهم العمليات الفيزيائية التي تؤدي إلى تشكّل الهياكل الخيطية (انظر المراجعتين في Hacar2023 وPineda2023). جرى التعرّف إلى الخُطوط لأول مرة بواسطة Goldsmith2008، الذي اكتشف سلسلةً من البُنى الشبيهة بالشَّعر عبر خريطة ديناميكية واسعة النطاق لخطوط CO في منطقة الثور. وكشفت قياسات الاستقطاب أن تلك الخُطوط متوافقةٌ جيدًا مع اتجاه المجال المغناطيسي المتوقّع. وكشفت ملاحظات Herschel اللاحقة في المنطقة نفسها خُطوطًا عموديةً متصلةً بقِمّة خيط B211، وقادت إلى الرأي بأن الخيط يتغذّى بالمادّة عبر الخُطوط (Palmeirim2013, Shimajiri2019). كما اكتُشفت خُطوطٌ جزيئيةٌ في سحب موسكا (Cox2016)، وL1642 (Malinen2014, Malinen2016)، والدبّ الأصغر (Panopoulou2016)، وغيرها.

إلى جانب السحب الجزيئية، تُرصد الخُطوط أيضًا في الوسط الذرّي المُنتشر (مثلًا: McClure2006, Tritsis2019). وتبدو هذه البُنى مُنظَّمةً وشِبهَ دوريةٍ ومتوافقةً جيدًا مع المجال المغناطيسي في مستوى السماء (مثلًا: Heyer2008, Heyer2016, Panopoulou2016, Soler2019). ومع هذه السمات اللافتة، فمن الطبيعي الافتراض بأن بُنى الخُطوط هي نتيجة تدفّق المادّة على طول خطوط المجال المغناطيسي (Goldsmith2008, Palmeirim2013). ويشير تحليل حقول السرعة والمورفولوجيا المرتبطة بالخُطوط في الثور إمّا إلى عدم استقرار كِلفِن–هلمهولتز أو إلى موجاتٍ مغناطوهيدروديناميكية بوصفها أصلًا لخُطوط الثور (Heyer2016). وبديلًا من ذلك، اقترح Chen2017 أن الخُطوط تموّجاتُ صفائحَ ناتجةٌ عن عدم استقرار الغشاء الرقيق. إلا أنّه، وبسبب صِغَر عيّنة الخُطوط المرصودة، ما يزال من الصعب فرض قيودٍ قوية على النماذج النظرية والمحاكاة. لذلك، من المهم البحث عن مزيدٍ من الخُطوط المرتبطة بالخيوط لفهمٍ أفضل لآلية تكوُّن الخُطوط.

السحابة L914 سحابةٌ مُظلِمة سُجِّلت لأول مرة في Lynds1962. وقد شملتها خريطة \(\rm ^{13}CO\) باستخدام تلسكوبين مِليمتريين بقطر \(\rm 4~m\) في جامعة ناغويا (Dobashi1994). وفي ملاحظات \(\rm ^{13}CO\) أظهرت السحابة L914 بنيةً ممتدّةً على نحوٍ عام. في هذا العمل، نعرض ملاحظات CO بدقّة أعلى باتجاه السحابة L914، ضمن مشروع رسم خرائط مجرّة درب التبانة (MWISP)¹، وهو مسحٌ غير متحيّز ومتعدِّدُ الخطوط لِـ CO \((J = 1-0)\) باتجاه الجزء الشمالي من المستوى المَجَرّي باستخدام التلسكوب المِليمتري 13.7 m في مرصد الجبل الأرجواني (PMO؛ Su2019, Sun2021). إضافةً إلى ذلك، تُستخدم أيضًا بيانات استقطاب الغبار من \(Planck\). تُعرض الملاحظات وتقليل البيانات في القسم 2. في القسم 3، نقدّم نتائج الملاحظات ونبلّغ عن اكتشاف خيطٍ طويل مرتبطٍ بخُطوطٍ محاذيةٍ مغناطيسيًّا. في القسم 4، نقوّم التوازن بين المجال المغناطيسي والاضطراب والجاذبية في السحابة L914 ونناقش الآليات المحتملة المشاركة في تكوين الهياكل الخيطية، إضافةً إلى الخُطوط المُنتشرة. وتُختَتم النتائج الرئيسة في القسم 5.

الملاحظات

ملاحظات PMO 13.7m للـ CO

تُغطّي ملاحظات CO باتجاه السحابة L914 منطقةً ضمن \(81^\circ \leq l \leq 84^\circ\) و\(-3^\circ \leq b \leq -1^\circ\). أُجريت الملاحظات باستخدام تلسكوب المِليمتري PMO 13.7m الكائن في ديلينغها، الصين، من مارس 2012 إلى مايو 2018. استُخدم جهاز استقبال الطيف فائق التوصيل (SSAR؛ Shan2012) كجهازٍ أمامي، ورُصدت خطوط الانبعاث \(\mathrm{^{12}CO}\)، \(\mathrm{^{13}CO}\)، و\(\mathrm{C^{18}O}\) \((J = 1-0)\) في وضع فصل الجانبين. يحتوي الجانب العُلوي (USB) على خط \(\mathrm{^{12}CO}\) بينما يحتوي الجانب السُّفلي (LSB) على خَطَّي \(\mathrm{^{13}CO}\) و\(\mathrm{C^{18}O}\). كان عرض الحزمة عند نصف القدرة (HPBW) نحو \(\sim55''\) عند \(\mathrm{110~GHz}\) ونحو \(\sim52''\) عند \(\mathrm{115~GHz}\). بلغت درجة حرارة النظام النموذجية \(\sim 275~\mathrm{K}\) لِـ \(\mathrm{^{12}CO}\) و\(\sim 155~\mathrm{K}\) لِـ \(\mathrm{^{13}CO}\) و\(\mathrm{C^{18}O}\). استُخدم مطياف تحويل فورييه السريع (FFTS) كجهازٍ خلفي، بعرض نطاقٍ إجمالي \(\mathrm{1~GHz}\) و16384 قناة. وكانت دقة السرعة المقابلة \(\mathrm{0.16~km~s^{-1}}\) لخط \(\mathrm{^{12}CO}\) و\(\mathrm{0.17~km~s^{-1}}\) لخطَّي \(\mathrm{^{13}CO}\) و\(\mathrm{C^{18}O}\) على التوالي. قُسّمت المنطقة المرصودة إلى خلايا منفردة بحجم \(\mathrm{30'} \times \mathrm{30'}\). ورُصدت كل خلية في وضع OTF بمعدل مسح \(\mathrm{50''~s^{-1}}\) وزمن تفريغ \(\mathrm{0.3~s}\). فكان الفاصل الزاوي على امتداد المسح \(15''\) (\(\mathrm{50''~s^{-1}} \times 0.3~\mathrm{s}\)). ولتقليل آثار المسح، رُسمت خريطة كل خلية على طول خطي الطول والعرض المجرّيَّين.

جرت مُعايرة درجة حرارة الهوائي (\(T_{\rm A}\)) باستخدام طريقة العجلة القياسية (Ulich1976). واستُنتجت درجة حرارة الحزمة الرئيسة (\(T_{\rm mb}\)) من (\(T_{\rm A}\)) باستخدام العلاقة \(T_{\rm mb} = T_{\rm A}/B_{\rm eff}\)، حيث كانت كفاءتا الحزمة الرئيسة (\(B_{\rm eff}\)) تقريبًا 44% للـ USB و48% للـ LSB خلال الملاحظات. وقد قُدِّرت أخطاء المعايرة ضمن حدود 10%.

عُولجت البيانات الأولية بواسطة حزمة عمل MWISP باستخدام برنامج GILDAS² وأدواتٍ طُوِّرت داخليًّا. وبعد استبعاد البيانات غير الطبيعية، أنشأنا فسيفساء لمكعّبات البيانات (\(\mathrm{30'} \times \mathrm{30'}\) بصيغة FITS) لمناطق السحب، وأُعيد تشكيل الخرائط إلى \(\mathrm{30''} \times \mathrm{30''}\). وكان مستوى الضوضاء النموذجي أقل من \(\sim0.5~\mathrm{K}\) لِـ \(\mathrm{^{12}CO}\) عند عرض قناة \(\mathrm{0.16~km~s^{-1}}\)، ونحو \(\sim0.3~\mathrm{K}\) لِـ \(\mathrm{^{13}CO}\) و\(\mathrm{C^{18}O}\) عند عرض قناة \(\mathrm{0.17~km~s^{-1}}\). وجميع السرعات المذكورة في هذا العمل مُحالةٌ إلى معيار السكون المحلّي (LSR).

ملاحظات \(Planck\) عند \(353~\mathrm{GHz}\)

لدراسة المجال المغناطيسي لسحابة L914، استرجعنا بيانات استقطاب الغبار من الأرشيف الدائم لِـ \(Planck\)³. أجرى \(Planck\) مسحًا شاملًا للسماء (Planck2011) لرصد الاستقطاب الخطي في سبع قنوات من 30 إلى \(\mathrm{353~GHz}\)، وكانت قناة \(\mathrm{353~GHz}\) الأشد حساسيةً لكشف استقطاب الغبار (Planck2015). إضافةً إلى ذلك، لا تُسهم الخلفية الكونية الميكروية (CMB) إسهامًا يُذكر في الانبعاث المستقطب عند هذه القناة عند رصد السحب الجزيئية (Soler2019). لذلك، استُخدمت بيانات استقطاب الأشعة تحت الحمراء البعيدة من \(Planck\) عند \(\mathrm{353~GHz}\) في هذا العمل لتتبّع اتجاهات المجالات المغناطيسية. الخريطة الأصلية بدقة \(4.8'\) بصيغة HEALPIX⁴ عند \(N_{\mathrm{side}} = 2048\)، وهو ما يقابل حجم بكسل \(1.7'\). قمنا بتنعيم الخرائط إلى \(10'\) لزيادة نسبة الإشارة إلى الضوضاء (S/N) في المناطق الممتدة، كما أوصى (Planck_2016). تُحسب زاوية موضع الاستقطاب (PA) بالمعادلة:

\[ \theta_{\rm PA} = -\frac{1}{2} \arctan\left(\frac{U}{Q}\right), \]

حيث تُعطى \(\theta_{\rm PA}\) وفق اتفاقية IAU؛ أي إن \(\theta_{\rm PA}=0^\circ\) تشير إلى الشمال وتزداد \(\theta_{\rm PA}\) عكس اتجاه عقارب الساعة. ويتجه المجال المغناطيسي عموديًّا على زاوية الموضع، \(\theta_{\rm B} = \theta_{\rm PA} - \frac{\pi}{2}\).