تشکیل ابرهای ملکولی، توده‌های چگال و نهایتا شکل‌گیری ستارگان در نتیجه‌ی تاثیر متقابل گرانش، میدان‌های مغناطیسی، بازخوردهای ستاره‌ای و آشوب(۱) در محیط تنظیم می‌شود. به عنوان مثال آشوب اثری دوگانه در تحول ابر ملکولی دارد؛ از یک سو، در محیط‌های سرد خنثی موج‌ضربه‌ای ایجاد می‌کند و نواحی توده‌ای و مستعدی برای ناپایداری‌های گرانشی فراهم می‌آورد و از سوی دیگر می‌تواند فشار تلاطمی در مقابل گرانش ایجاد کند و از فشردگی ناشی از گرانش جلوگیری کند. در دینامیک داخلی ابر نیز بازخوردهای ستاره‌ای، مانند جت‌ها و فوران‌های ماده، بادهای ستاره‌ای، تابش‌های یونیده‌کننده و نیز ابرنواخترها نقش قابل توجهی دارند. به طور مثال جت‌ها و فوران‌های ماده می‌توانند آشوب در ابر ایجاد نمایند و نیز باعث انتقال انرژی و تکانه در محیط شوند و به نوعی اثر دوگانه‌ای بر تحول ابر داشته باشند. در نتیجه هنوز توافق واحدی بر این‌که جت‌ها و فوران‌های ماده روی تحول ابر و نهایتا ستاره‌زایی نقش تقویت‌کننده و یا تضعیف‌کننده دارند، وجود ندارد. این مقاله به طور خاص، به مطالعه‌ی شکل‌گیری و تحول ابرهای ملکولی متلاطم و مغناطیده‌ای می‌پردازد که در معرض انفجارهای ابرنواختری ناشی از ستارگان پرجرم قرار می‌گیرند.
شکل ۱. شرایط اولیه‌ی شبیه‌سازی و ناحیه‌ی محاسباتی: خطوط نقطه چین محل برخورد دو جریان ماده (استوانه‌های سبز) را نشان می‌دهد.
نویسندگان مقاله با مطالعه‌ی اثر ابرنواخترها بر روی ابرهایی در مقیاس چند صد پارسکی در واقع پلی بین مطالعات موجود از ابرهای مقیاس‌کم (۱ تا ۱۰ پارسک) و ابرهای بزرگ‌مقیاس (کیلوپارسک) برقرار کرده‌اند. برای مطالعه، روش شبیه‌سازی مگنتوهیدرودینامیکی به کار گرفته شده است. در این روش از کد مگنتوهیدرودینامیکی FLASH و روش مِش تطبیقی(۲) برای حل معادلات مگنتوهیدرودینامیکی به همراه معادله‌ی پواسون برای توصیف خودگرانش محیط استفاده شده است. در روش مِش تطبیقی این امکان وجود دارد که درجه‌ی تفکیک (یعنی تعداد سلول‌ها در واحد طول) در نواحی به‌خصوصی از ناحیه‌ی محاسباتی اضافه شود و اطلاعات فیزیکی بیشتری از آن ناحیه به دست آید. در اینجا بیشترین درجه‌ی تفکیک محیط به ۰.۰۳ پارسک می‌رسد. در عمل برای شبیه‌سازی، یک ناحیه‌ی محاسباتی به ابعاد فیزیکی ۲۵۶ پارسک تعریف می‌شود و دو جریان ماده‌ی گرم و خنثای استوانه‌ای‌شکل در مرکز ناحیه‌ی محاسباتی برخورد می‌کنند. هر جریان ماده، طولی به اندازه‌ی ۱۱۲ پارسک و شعاعی برابر با ۶۴ پارسک دارد (شکل ۱).
شکل ۲. از چپ به راست: چگالی ستونی در راستای محور افقی (راستای جریان‌های اولیه‌ی ماده، راستای انتگرال‌گیری ۴۰ پارسک)، دما، و مقداربزرگی سرعت در صفحه میانی. از بالا به پایین: مراحل مختلف تحول پیش از اثر ابرنواختر و پس از آن.
این دو جریان دارای چگالی از مرتبه‌ی ۱ ذره بر سانتی‌مترمکعب و دمایی از مرتبه ۵۰هزار کلوین انتخاب می‌شوند که نوعاً در محیط‌های گرم و یونیده دیده شده‌اند. مقدار کل جرم در جریان‌های ماده حدود ۹۰هزار جرم خورشید است. دو جریان ماده دارای سرعت بالاتر از سرعت صوت محیط هستند که موج ضربه‌ای در محیط تولید می‌کنند. هم‌چنین به سرعتِ دو جریان ماده، سرعت تلاطمی نیز اضافه شده تا آشوب موجود در محیط میان‌ستاره‌ای نیز احتساب گردد. در نتیجه‌ی برخورد این دو جریان ماده، نقاط چگال که قابلیت رشد جرمی دارند به وجود می‌آیند. با استفاده از روش sink particle اجازه‌ی برافزایش ماده در این نقاط داده می‌شود. از بین این نقاط چگال، آن‌هایی که به مقدار جرمی حداقل ۳۰ جرم خورشید و عمری بیش از ۲ میلیون سال برسند، کاندیدای ابرنواختر هستند. در این مرحله، انرژی از مرتبه ۱۰۵۱ ارگ بر ثانیه (به صورت حرارتی و جنبشی) در آن نقطه و در کره‌ای به شعاع ۰.۰۶ پارسک تزریق می‌شود تا شرایط انفجار و توسعه‌ی یک ابرنواختر پرجرم شبیه‌سازی شود. در کنار آن، فرآیندهای سرمایشی و گرمایشی نیز در معادله‌ی انرژی محیط وارد می‌شود زیرا که محیط میان‌ستاره‌ای همواره در معرض آن‌هاست و ترمودینامیک گاز موجود بسیار به آن وابسته است. شبیه‌سازی‌های متعددی در شرایط هیدرودینامیکی و مگنتوهیدرودینامیکی انجام شده است.
شکل ۳. تحول زمانی ستاره‌زایی مؤثر (سمت چپ) و تحول زمانی نرخ ستاره‌زایی (سمت راست) برای شبیه‌سازی‌های مختلف. خطوط پیوسته، شبیه‌سازی‌های بدون اثر ابرنواختر و خطوط نقطه چین با وارد کردن اثر ابر نواختر است.
شکل ۲ مراحل مختلف تحول ابر ملکولی (از بالا به پایین) یعنی ۳۰هزار سال پیش از واردکردن اثر ابرنواختر، پس از واردکردن اثر ابرنواختری، و خاموش‌شدن آن را به ترتیب (چپ به راست) برای چگالی ستونی، دما و سرعت کل نشان می‌دهد. با توجه به شکل ۲، مشخص می‌شود که ابرنواختر اثر بسیار زیادی روی دینامیک و ساختار کل ابر ندارد و تنها به صورت موضعی و در ابعادی به مراتب کوچکتر، یعنی حدود ۱۰ پارسک اثر می‌گذارد. در مجموع شبیه‌سازی‌های انجام‌شده می‌توان گفت که یک ابرنواختر تنها، برای درهم‌گسیختن ابر ملکولی کافی نیست. ایجاد اختلال تنها به نواحی کوچکی در ابر مادر محدود می‌شود. البته ابرنواختر با ایجاد نواحی کوچک اختلالی روی دما و ترمودینامیک گاز موجود اثر می‌گذارد. هم‌چنین، میزان اثر ابرنواختر به مکان شکل‌گیری و خاموش‌شدن ابرنواختر، تعداد آن و نیز میزان توده‌ای‌شدن ابر بستگی دارد. اگر تعداد بیشتری ابرنواختر در ابر وارد شوند، مجموع انرژی و اندازه‌حرکتی که به محیط وارد می‌کنند، برای ایجاد اختلال و درهم‌گسیختن بخش بزرگی از ابر مادر کفایت می‌کند. در این سری از شبیه‌سازی‌ها، به نظر می‌رسد که واردنمودن اثر ابرنواختر، ستاره‌زایی را کاهش می‌دهد ولی متوقف نمی‌کند و برای مدت ۳۵میلیون سال در طول شبیه‌سازی ادامه می‌یابد.
در شکل ۳ تحول زمانی راندمان ستاره‌زایی (سمت چپ) و نیز تحول زمانی نرخ ستاره‌زایی (سمت راست) نشان داده شده است. در این نمودار خطوط نقطه‌چین شبیه‌سازی‌ها را با واردکردن اثر ابرنواختر نشان می‌دهد. بر اساس این نمودار میزان ستاره‌زایی به مقدار ۲-۴ فاکتور کاهش می‌یابد ولی متوقف نمی‌شود.
(۱) turbulence
(۲) adaptive mesh refinement
عنوان اصلی مقاله: Supernova Feedback in Molecular Clouds: Global Evolution and Dynamics
نویسندگان:Bastian Körtgen, et al.
این مقاله برای چاپ به نشریه‌ی MNRAS فرستاده شده است.
لینک مقاله‌ی اصلی: http://arxiv.org/abs/1603.09593
گردآوری: سمیه شیخ‌نظامی
عالی – درود بر ایشان – ایشان افتخار مملکت هستند