سحابة الثور الجزيئية (المقياس الرمادي) ، والتي يعد L1544 جزءًا منها ، يتم فرضها على صورة السماء 2MASS واتجاه المجال استنادًا إلى بيانات بلانك (خطوط بيضاء رفيعة). يظهر طيف HINSA Zeeman (خط أبيض سميك) مع توقيع زيمان المعدل (أزرق). الائتمان: NAOC
الحقول المغناطيسية ضرورية ، لكنها غالبًا مكونات “سرية” للوسط النجمي وعملية صنع النجوم. يمكن أن تُعزى السرية المحيطة بالمجالات المغناطيسية بين النجوم إلى عدم وجود تحقيقات تجريبية.
بينما كان مايكل فاراداي يبحث بالفعل عن العلاقة بين المغناطيسية والكهرباء باستخدام الملفات في أوائل القرن التاسع عشر في الطابق السفلي من المعهد الملكي ، لا يزال علماء الفلك اليوم غير قادرين على نشر الملفات على بعد سنوات ضوئية.
باستخدام التلسكوب الراديوي الكروي ذي الفتحة الخمسمائة متر (FAST) ، حصل فريق دولي بقيادة الدكتور LI Di من الأكاديمية الصينية للعلوم (NAOC) المرصد الفلكي الوطني (NAOC) على شدة مجال مغناطيسي دقيقة في السحابة الجزيئية L1544 – a منطقة الوسط النجمي التي تبدو جاهزة لتشكيل النجوم.
استخدم الفريق ما يسمى بتقنية الامتصاص الذاتي الضيقة HI (HINSA) ، التي صممها لأول مرة LI Di و Paul Goldsmith استنادًا إلى بيانات Arecibo في عام 2003. سهلت حساسية FAST الكشف الواضح عن تأثير زيمان لـ HINSA. تشير النتائج إلى أن هذه الغيوم تصل إلى حالة فوق حرجة ، أي أنها جاهزة للانهيار ، في وقت أقرب مما توحي به النماذج القياسية.
قال الدكتور إل آي: “إن تصميم FAST لتركيز موجات الراديو على مقصورة يحركها الكابل ينتج عنه بصريات نظيفة ، وهو أمر حيوي لنجاح تجربة HINSA Zeeman”.
تم نشر الدراسة في الطبيعة اليوم (5 يناير 2022).
تأثير زيمان – تقسيم الخط الطيفي إلى عدة مكونات تردد في وجود مجال مغناطيسي – هو المسبار المباشر الوحيد لشدة المجال المغناطيسي بين النجوم. تأثير زيمان بين النجوم ضعيف. إن إزاحة التردد من السحب المعنية ليست سوى بضعة أجزاء من المليار من الترددات الجوهرية للخطوط الباعثة.
في عام 2003 ، تم العثور على أطياف السحب الجزيئية التي تحتوي على خاصية الهيدروجين الذري تسمى HINSA ، والتي يتم إنتاجها بواسطة ذرات الهيدروجين المبردة عن طريق التصادم مع جزيئات الهيدروجين. منذ إجراء هذا الاكتشاف بواسطة تلسكوب Arecibo ، يُنظر إلى تأثير زيمان لـ HINSA على أنه مسبار واعد للمجال المغناطيسي في السحب الجزيئية.
تمتلك HINSA قوة خط أكبر من 5 إلى 10 مرات من قوة التتبع الجزيئي. تتمتع HINSA أيضًا باستجابة قوية نسبيًا للمجالات المغناطيسية ، وعلى عكس معظم أجهزة التتبع الجزيئي ، فهي قوية ضد التغيرات الكيميائية الفلكية.
تضع قياسات HINSA في FAST شدة المجال المغناطيسي في L1544 عند حوالي 4 ميكروغرام ، وهو أضعف بمقدار 6 ملايين مرة من الأرض. كشف التحليل المشترك مع امتصاص الكوازار (ثقب أسود فائق الكتلة النشط) وانبعاث الهيدروكسيل أيضًا عن بنية مجال مغناطيسي متماسكة في جميع أنحاء الوسط المحايد البارد والغلاف الجزيئي والنواة الكثيفة ، مع نفس الاتجاه والسعة.
لذلك ، فإن الانتقال من الحرجة تحت الحرجة المغناطيسية إلى الحرجة فوق الحرجة – أي عندما يكون المجال قادرًا ولا يمكنه دعم السحابة ضد الجاذبية ، على التوالي – يحدث في الغلاف بدلاً من اللب ، على عكس الصورة التقليدية.
تظل كيفية تبدد المجال المغناطيسي بين النجوم للسماح بانهيار الغيوم مشكلة لم يتم حلها في تكوين النجوم. لطالما كان الحل الرئيسي المقترح هو التشتت ثنائي القطب – فصل الجسيمات المحايدة عن بلازما – في النوى السحابية.
يعني تماسك المجال المغناطيسي الذي كشف عنه تأثير HINSA Zeeman أن تشتت المجال يحدث أثناء تكوين الغلاف الجزيئي ، ربما بواسطة آلية مختلفة عن الانتشار ثنائي القطب.
المرجع: “الانتقال المبكر إلى الحرجة المغناطيسية في تكوين النجوم” 5 يناير 2022 ، الطبيعة.
DOI: 10.1038 / s41586-021-04159-x
