أمثلة على كريات بوك. حقوق الصورة: SAAO. اضغط للتكبير.
كانت شمسنا موجودة منذ ما يقرب من خمسة مليارات سنة. على مدار معظم تاريخها ، ظهرت الشمس إلى حد كبير بالطريقة التي تبدو بها اليوم - مجال واسع من الغاز المشع والغبار المضاء للإشعال بواسطة الحرارة المحررة من خلال اندماج الهيدروجين بالقرب من قلبها. ولكن قبل أن تتشكل شمسنا ، كان لا بد من تجميع المادة معًا من الوسط النجمي (ISM) وضغطها في مساحة صغيرة بما يكفي لتمرير التوازن الحرج بين المزيد من التكثيف والاستقرار. ولكي يحدث هذا ، يجب التغلب على التوازن الدقيق بين الضغط الداخلي الذي يمارس خارجيًا وتأثير الجاذبية المتحرك للداخل.
في عام 1947 ، أعلن عالم الفلك للرصد في جامعة هارفارد بارت جان بوك نتيجة سنوات من الدراسة لمجموعة فرعية مهمة من الغازات الباردة والغبار المرتبط غالبًا بالغموض الممتد. اقترح بوك أن بعض الكريات المعزولة والمتميزة التي تحجب ضوء الخلفية في الفضاء كانت في الواقع دليلاً على مرحلة أولية مهمة في تكوين الأقراص البروتستيلية التي تؤدي إلى ولادة النجوم مثل شمسنا.
بعد إعلان بوك ، ظهرت العديد من النماذج الفيزيائية لتوضيح كيف يمكن أن تكون كريات بوك لتشكيل النجوم. عادة ، تبدأ هذه النماذج بفكرة أن المادة تأتي معًا في مناطق الفضاء حيث يكون الوسط النجمي كثيفًا بشكل خاص (في شكل ضبابية) ، بارد ، ويخضع لضغط إشعاعي من النجوم المجاورة. عند نقطة ما قد تتكثف مادة كافية في منطقة صغيرة بما يكفي يتغلب الجاذبية على ضغط الغاز ونصائح التوازن لصالح تكوين النجوم.
وفقًا لبحث "مسح الأشعة تحت الحمراء القريبة من Bob Globules: Density Structure" ، المنشور في 10 يونيو 2005 Ryo Kandori وفريق من أربعة عشر باحثًا آخرين "يقترحون أن كرة Bonner-Ebert الحرجة تقريبًا تميز الكثافة الحرجة للكريات الخالية من النجوم."
ينشأ مفهوم كرة Bonner-Ebert من فكرة أن توازن القوى يمكن أن يوجد داخل سحابة مثالية من الغاز والغبار. يُعتقد أن هذا المجال له كثافة داخلية ثابتة مع الحفاظ على التوازن بين الضغط التوسعي الناجم عن غازات درجة حرارة وكثافة معينة والتأثير الثقالي لكتلته الإجمالية بمساعدة أي غاز أو ضغط إشعاعي يمارس من النجوم المجاورة. تتعلق هذه الحالة الحرجة بقطر المجال وكتلته الإجمالية وكمية الضغط الناتج عن الحرارة الكامنة داخله.
افترض معظم الفلكيين أن نموذج بونر إيبرت - أو بعض الاختلافات فيه - سيثبت في النهاية أنه دقيق في وصف النقطة عندما يعبر كروي بوك معين الخط ليصبح قرصًا أوليًا. اليوم ، جمع Ryo Kandori وآخرون أدلة كافية من مجموعة متنوعة من الكريات Bok للإشارة بقوة إلى أن هذه الفكرة صحيحة.
بدأ الفريق باختيار عشرة كريات Bok للمراقبة استنادًا إلى الحجم الظاهري الظاهر ، والشكل شبه الدائري ، والمسافة من الضبابية المجاورة ، والقرب من الأرض (على بُعد أقل من 1700 LYs) ، وإمكانية الوصول إلى أجهزة جمع موجات الأشعة تحت الحمراء القريبة والموجودة في نصفي الكرة الأرضية الشمالي والجنوبي. من قائمة ما يقرب من 250 من هذه الكريات ، تم تضمين فقط أولئك الذين يستوفون المعايير المذكورة أعلاه. من بين أولئك الذين تم اختيارهم ، أظهر واحد فقط دليلاً على وجود قرص أولي. أخذ هذا القرص الواحد شكل مصدر نقطي للضوء بالأشعة تحت الحمراء تم الكشف عنه خلال مسح لجميع السماء أجراه IRAS (Infrared Astronomy Satellite - مشروع مشترك بين الولايات المتحدة والمملكة المتحدة وهولندا). تقع جميع الكريات العشرة في المناطق الغنية بالنجوم والغموض في درب التبانة.
بمجرد اختيار كريات Bok المرشحة ، أخضع الفريق كل منها لمجموعة من الملاحظات المصممة لتحديد كتلتها وكثافتها ودرجة حرارتها وحجمها ، وإذا أمكن ، مقدار الضغط الذي تمارسه ISM ونجوم النجوم المجاورة عليها. كان أحد الاعتبارات المهمة هو الحصول على فكرة عما إذا كانت هناك أي اختلافات في الكثافة في جميع أنحاء الكرية. إن وجود ضغط موحد مهم بشكل خاص عندما يتعلق الأمر بتحديد أي من النماذج النظرية المتنوعة التي يتم تعيينها بشكل أفضل ضد تكوين الوحدات نفسها.
باستخدام أداة أرضية (1.4 متر IRSF في المرصد الفلكي بجنوب أفريقيا) في عامي 2002 و 2003 ، تم جمع ضوء قريب من الأشعة تحت الحمراء في ثلاثة نطاقات مختلفة (J و H و K) من كل كرة إلى حجم 17 زائد. ثم تم دمج الصور ومقارنتها بالضوء النابع من منطقة نجمة الخلفية. خضعت هذه البيانات للعديد من طرق التحليل للسماح للفريق باشتقاق كثافة الغاز والغبار عبر كل كرة إلى مستوى الدقة المدعوم من خلال رؤية الظروف (حوالي ثانية واحدة قوسية). حدد هذا العمل بشكل أساسي أن كل كرية أظهرت تدرجًا منتظمًا للكثافة بناءً على توزيعها ثلاثي الأبعاد المتوقع. بدا نموذج Bonner-Ebert sphere وكأنه تطابق جيد جدًا.
كما لاحظ الفريق كل كرة باستخدام التلسكوب الراديوي بطول 45 مترًا في مرصد راديو نوبيياما في ميناميساكو ، ناجانو ، اليابان. كانت الفكرة هنا هي جمع ترددات راديو محددة مرتبطة بـ N2H + و C18O المتحمس. من خلال النظر إلى كمية التمويه في هذه الترددات ، تمكن الفريق من تحديد درجة الحرارة الداخلية لكل كرية والتي ، إلى جانب كثافة الغاز ، يمكن استخدامها لتقريب ضغط الغاز الداخلي لكل كرية.
بعد جمع البيانات وإخضاعها للتحليل وقياس النتائج ، وجد الفريق أن أكثر من نصف الكريات الخالية من النجوم (7 من أصل 11 مصدرًا) تقع بالقرب من الحالة الحرجة (Bonner-Ebert). وبالتالي نقترح أن كرة بونر-إيبرت الحرجة تقريبًا تميز بنية الكثافة النموذجية للكريات النجمية ". بالإضافة إلى ذلك ، قرر الفريق أن ثلاث كرات Bok (Coalsack II و CB87 & Lynds 498) مستقرة ومن الواضح أنها ليست في طور تكوين النجوم ، أربعة (Barnard 66، Lynds 495، CB 161 & CB 184) على مقربة من Bonner المستقر- حالة Ebert ولكنها تميل نحو تكوين النجوم بناءً على هذا النموذج. وأخيرًا ، فإن الستة الباقين (FeSt 1-457 ، Barnard 335 ، CB 188 ، CB 131 ، CB 134) يتحركون بوضوح نحو انهيار الجاذبية. وتشمل تلك "النجوم الستة قيد التصنيع" الكريات CB 188 و Barnard 335 المعروفين بالفعل بامتلاكهم أقراص أولية.
في أي يوم خالٍ من الغيوم نسبيًا ، لا يتطلب الأمر الكثير من الأجهزة لإثبات أن "Bok globule" الفريد والمهم الموجود منذ حوالي 5 مليارات سنة نجح في تحريك الموازين وأصبح نجمًا في طور التكوين. شمسنا دليل على أن المادة - بمجرد تكثيفها بشكل كاف - يمكن أن تبدأ عملية تؤدي إلى بعض الاحتمالات الجديدة غير العادية.
كتبه جيف بربور
