أمثلة على كريات بوك. رصيد الصورة: SAAO. اضغط للتكبير.
كانت شمسنا موجودة منذ ما يقرب من خمسة مليارات سنة. طوال معظم تاريخها ، ظهرت الشمس إلى حد كبير بالطريقة التي تظهر بها اليوم - كرة واسعة من الغاز المشع والغبار مضاءة لتتوهج بالحرارة المنبعثة من خلال اندماج الهيدروجين بالقرب من نواتها. ولكن قبل أن تتشكل شمسنا ، كان لا بد من جمع المادة معًا من الوسط النجمي (ISM) وضغطها في منطقة صغيرة بما يكفي لتمرير توازن حرج بين المزيد من التكثيف والاستقرار. ولكي يحدث هذا ، يجب التغلب على توازن دقيق بين الضغط الداخلي الذي يمارس خارجيًا وتأثير الجاذبية المتحرك إلى الداخل.
في عام 1947 ، أعلن عالم الفلك الرصدي بجامعة هارفارد بارت يان بوك نتيجة سنوات من الدراسة لمجموعة فرعية مهمة من الغازات الباردة والغبار المرتبط غالبًا بضبابية ممتدة. اقترح بوك أن بعض الكريات المعزولة والمتميزة التي تحجب ضوء الخلفية في الفضاء كانت في الواقع دليلًا على مرحلة أولية مهمة في تكوين الأقراص النجمية الأولية التي أدت إلى ولادة نجوم مثل شمسنا.
بعد إعلان بوك ، ظهرت العديد من النماذج الفيزيائية لشرح كيف يمكن أن تتشكل كريات بوك من النجوم. عادةً ما تبدأ مثل هذه النماذج بفكرة أن المادة تتجمع في مناطق من الفضاء حيث يكون الوسط النجمي كثيفًا بشكل خاص (في شكل ضباب) وبارد وخاضع لضغط الإشعاع من النجوم المجاورة. في مرحلة ما ، قد تتكثف مادة كافية في منطقة صغيرة بما فيه الكفاية بحيث تتغلب الجاذبية على ضغط الغاز ونصائح التوازن لصالح تشكل النجوم.
وفقًا للورقة 'مسح التصوير بالأشعة تحت الحمراء القريبة من Bok Globules: Density Structure' ، التي نُشرت في 10 يونيو 2005 ، فإن Ryo Kandori وفريق من أربعة عشر باحثًا آخر 'يشيرون إلى أن كرة بونر إيبرت الحرجة تقريبًا تميز الكثافة الحرجة للكريات الخالية من النجوم.'
ينشأ مفهوم كرة بونر إيبرت من فكرة أن توازن القوى يمكن أن يوجد داخل سحابة مثالية من الغاز والغبار. يُعتقد أن مثل هذا المجال له كثافة داخلية ثابتة مع الحفاظ على التوازن بين الضغط التوسعي الذي تسببه غازات ذات درجة حرارة وكثافة معينين وتأثير الجاذبية لكتلته الإجمالية بمساعدة أي غاز أو ضغط إشعاع ناتج عن النجوم المجاورة. تتعلق هذه الحالة الحرجة بقطر الكرة وكتلتها الإجمالية وكمية الضغط الناتج عن الحرارة الكامنة بداخلها.
افترض معظم علماء الفلك أن نموذج بونر إيبرت - أو بعض الأشكال المختلفة منه - سيثبت في النهاية أنه دقيق في وصف النقطة التي تعبر فيها كرة بوك معينة الخط لتصبح قرصًا نجميًا أوليًا. اليوم ، جمع Ryo Kandori وآخرون أدلة كافية من مجموعة متنوعة من كريات بوك لتوحي بقوة أن هذه الفكرة صحيحة.
بدأ الفريق باختيار عشرة كريات بوك للمراقبة بناءً على الحجم الظاهري الصغير ، والشكل شبه الدائري ، والمسافة من الضبابية المجاورة ، والقرب من الأرض (أقل من 1700 LYs) ، وإمكانية الوصول إلى أجهزة تجميع الموجات الراديوية والأشعة تحت الحمراء القريبة. في كل من نصفي الكرة الأرضية الشمالي والجنوبي. من قائمة ما يقرب من 250 من هذه الكريات ، تم تضمين فقط تلك التي تفي بالمعايير المذكورة أعلاه. من بين أولئك الذين تم اختيارهم ، أظهر واحد فقط دليلاً على وجود قرص نجمي. اتخذ هذا القرص شكل مصدر نقطي لضوء الأشعة تحت الحمراء الذي تم اكتشافه خلال مسح لجميع السماء أجراه IRAS (ساتل علم الفلك بالأشعة تحت الحمراء - وهو مشروع مشترك بين الولايات المتحدة والمملكة المتحدة وهولندا). كانت الكريات العشر موجودة في المناطق الغنية بالنجوم والسديم في مجرة 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 المطبق عليها بواسطة ISM وضوء النجوم المجاور. كان أحد الاعتبارات المهمة هو التعرف على ما إذا كانت هناك أي اختلافات في الكثافة في جميع أنحاء الكرة الأرضية. يعد وجود ضغط موحد أمرًا مهمًا بشكل خاص عندما يتعلق الأمر بتحديد أي من مجموعة متنوعة من النماذج النظرية يتم تعيينها بشكل أفضل مقابل تكوين الوحدات نفسها.
باستخدام أداة أرضية (1.4 متر IRSF في المرصد الفلكي لجنوب إفريقيا) في عامي 2002 و 2003 ، تم جمع ضوء الأشعة تحت الحمراء القريبة في ثلاثة نطاقات مختلفة (J ، H ، و K) من كل كرة أرضية إلى حجم 17 زائد. تم بعد ذلك دمج الصور ومقارنتها بالضوء الصادر من منطقة النجوم الخلفية. خضعت هذه البيانات لعدة طرق تحليل للسماح للفريق باشتقاق كثافة الغاز والغبار عبر كل كرة وصولاً إلى مستوى الدقة المدعوم بظروف الرؤية (ثانية قوسية تقريبًا). حدد هذا العمل أساسًا أن كل كرة أظهرت تدرج كثافة منتظمًا بناءً على توزيعها ثلاثي الأبعاد المتوقع. بدا نموذج الكرة Bonner-Ebert وكأنه تطابق جيد جدًا.
لاحظ الفريق أيضًا كل كرة باستخدام تلسكوب لاسلكي بطول 45 مترًا لمرصد راديو نوبياما في ميناميساكو ، ناغانو ، اليابان. كانت الفكرة هنا هي جمع ترددات راديو محددة مرتبطة بـ N2H + و C18O. من خلال النظر إلى مقدار الضبابية في هذه الترددات ، تمكن الفريق من تحديد درجة الحرارة الداخلية لكل كرة والتي ، جنبًا إلى جنب مع كثافة الغاز ، يمكن استخدامها لتقريب ضغط الغاز الداخلي لكل كرة.
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 (بونر إيبرت). وهكذا نقترح أن كرة بونر إيبرت الحرجة تقريبًا تميز بنية الكثافة النموذجية للكريات الخالية من النجوم. ' بالإضافة إلى ذلك ، قرر الفريق أن ثلاث كرات من كرات بوك (Coalsack II و CB87 و Lynds 498) مستقرة ومن الواضح أنها ليست في طور تكوين النجوم ، أربعة (Barnard 66 و Lynds 495 و CB 161 و CB 184) تستقر بالقرب من مستقر Bonner- حالة إيبرت لكنها تميل نحو تكوين النجوم بناءً على هذا النموذج. أخيرًا ، من الواضح أن الستة المتبقية (FeSt 1-457 ، Barnard 335 ، CB 188 ، CB 131 ، CB 134) تتحرك نحو انهيار الجاذبية. هذه النجوم الستة في طور التكوين تشمل الكريات CB 188 و Barnard 335 المعروفة بالفعل بامتلاكها لأقراص نجمية أولية.
في أي يوم خالي من الغيوم نسبيًا ، لا يتطلب الأمر الكثير في طريق الأجهزة لإثبات أن 'Bok globule' الفريد والمهم للغاية الموجود منذ حوالي 5 مليارات سنة قد نجح في قلب الموازين وأصبح نجمًا في طور التكوين. شمسنا هي دليل على أن المادة - بمجرد تكثيفها بشكل كافٍ - يمكن أن تبدأ عملية تؤدي إلى بعض الاحتمالات الجديدة غير العادية.