ستاره ای کم فلز، بازمانده از آغاز کیهان

ستاره ای کم فلز، بازمانده از آغاز کیهان
تصویر ۱: شدت خطوط جذبی یک عنصر در طیف یک ستاره نشان دهنده مقدار آن عنصر در ستاره است. در این تصویر شدت بر حسب طول موج کشیده شده است.

تصویر ۱: شدت خطوط جذبی یک عنصر در طیف یک ستاره نشان دهنده مقدار آن عنصر در ستاره است.
در این تصویر شدت بر حسب طول موج کشیده شده است.
Credit: Anna Frebel

چندی پیش خبری درباره «نخستین» یا «پیرترین» ستاره عالم تیتر اول بسیاری از خبرگزاری ها شد (از جمله بی بی سی فارسی). در این اخبار ادعا می شد که نخستین ستاره عالم کشف شده است و برخی حتی ادعا کردند که کشف این ستاره نشان می دهد مهبانگ رخ نداده است! متاسفانه خبر صحیح در لابه لای نقل قولهای مختلف گم شده بود و اصل داستان چیز دیگری بود. در این مطلب می خواهیم مقاله اصلی این خبر پر سر و صدا را مرور کنیم.

پس از مهبانگ تنها عناصری که در کیهان وجود داشتند هیدروژن، هلیوم، و اندکی لیتیوم بود. حدود ۱۰۰ تا ۳۰۰ میلیون سال پس از مهبانگ نخستین ستاره های عالم، که ستاره هایی بسیار پرجرم با عمری کوتاه بودند، به وجود آمدند. ستاره های پرجرم نسل اول در مرکزشان عناصر سنگین تر تولید می کنند و در پایان عمرشان همراه با انفجار ابرنواختری عناصر جدید را در فضا پخش می کنند.  از سحابی بازمانده ستاره های جدید نسل دوم به وجود می آیند که کم جرمتر هستند و عمری طولانی دارند. این ستاره های نسل دوم را ما هنوز می توانیم در هاله کهکشان رصد کنیم. رصد ستاره های مختلف در کهکشان و اندازه گیری میزان فلزات* آنها کمک می کند که منجمان منشا آنها را بهتر بشناسند و بتوانند روند تکامل آنها را مطالعه کنند.

تصویر ۲: طیف ستاره SMSS 0313-6708 در مقایسه با ستاره های کم فلز دیگر. در اینجا طیف چند ستاره کم فلز را در نمودارهای شدت تابش بر حسب طول موج می بینید. شماره ۱ طیف ستاره SMSS 0313-6708 است. گرچه طیف ۲ و ۳ نیز مربوط به ستاره های کم فلز هستند اما حتی در مقایسه با آنها نیز در طیف ستاره SMSS 0313-6708 خطوط جذبی آهن دیده نمی شود. اگر این ستاره آهن داشت باید خطوط جذبی مانند آنچه در تصویر b نشان داده شده است در طیفش دیده می شد.

تصویر ۲: طیف ستاره SMSS 0313-6708 در مقایسه با ستاره های کم فلز دیگر.
در اینجا طیف چند ستاره کم فلز را در نمودارهای شدت تابش بر حسب طول موج می بینید. شماره ۱ طیف ستاره SMSS 0313-6708 است. گرچه طیف ۲ و ۳ نیز مربوط به ستاره های کم فلز هستند اما حتی در مقایسه با آنها نیز در طیف ستاره SMSS 0313-6708 خطوط جذبی آهن دیده نمی شود.
اگر این ستاره آهن داشت باید خطوط جذبی مانند آنچه در تصویر b نشان داده شده است در طیفش دیده می شد.

نویسندگان این مقاله طیف ستاره های مختلف را بررسی می کنند و در بین آنها در جستجوی ستاره های بسیار کم فلز هستند. در طیف هر ستاره شدت خطوط جذبی یک عنصر نشان می دهد که چه میزان از آن عنصر در لایه های بیرونی ستاره وجود دارد و اگر عنصری وجود نداشته باشد، خطوط جذبی آن عنصر نیز دیده نمی شود. ستاره های کم فلز آنهایی هستند که کمترین میزان عناصر سنگین را دارند. این ستاره های کم فلز در دوره های اولیه پس از مهبانگ به وجود آمده اند، زمانی که میزان عناصر سنگین در کیهان بسیار کم بوده است، و به همین علت ستاره های پیری محسوب می شوند. ستاره جدیدی که این مقاله کشف آن را اطلاع می دهد میزان عنصر آهنش بسیار کمتر از چیزی است که تصور می شد از انفجار یک ابرنواختر پرجرم به وجود آمده باشد.

همانطور که گفته شد منجمان همیشه تصور می کردند که نخستین ستاره های عالم بسیار پرجرم باشند و از انفجار آنها میزان زیادی آهن در فضا پخش شود. اما ستاره تازه کشف شده به نام SMSS 0313-6708، بسیار کمتر از آنچه تصور می شد آهن دارد. در تصویر شماره ۲ طیف این ستاره با دو ستاره کم فلز دیگر مقایسه شده است. همان طور که می بینید هیچ نشانی از خطوط جذبی آهن در طیف این ستاره دیده نمی شود.

علاوه بر آهن میزان عناصر دیگر این ستاره، مانند کربن و منیزیم نیز اندازه گیری شده است. نویسندگان این مقاله با کمک مدلهای ستاره ای مختلف سعی کرده اند بهترین مدلی را که منشا این ستاره کم فلز را توضیح می دهد پیدا کنند. مدلهای آنها نشان می دهد که انفجار نسبتا کم انرژی ابرنواختری با جرم اولیه ۶۰ برابر جرم خورشید منجر به تولید این ستاره شده است. بنابر این مدل، سیاه چاله به وجود آمده عناصر سنگین را، مانند آهن که در طول عمر ستاره پرجرم به وجود آمده بودند، در خود نگه داشته است و عناصر سبکتر، مانند کربن و منیزیم که در لایه های بیرونی قرار داشتند، در هنگام انفجار در فضا پخش شده اند. جرم ابرنواختر نباید خارج از بازه ۱۰ تا ۷۰ جرم خورشیدی باشد، زیرا ابرنواختری با جرم کمتر از ۱۰ جرم خورشیدی آهن زیادی پخش می کند و جرم بیشتر از ۷۰ جرم خورشیدی به این میزان کربن تولید نمی کند. نتایج این مدل سازی را در تصویر شماره ۳ می توانید ببینید.

[xyz-ihs snippet=”inline-div-start”]

تصویر ۳: مقادیر عناصر ستاره SMSS 0313-6708 در مقایسه با مدلها. در این تصویر مقادیر اندازه گیری شده عناصر گوناگون با دایره های سیاه و حد بالایی عناصری که اندازه گیری نشده اند با دایره های توخالی نشان داده شده اند. خط تیره عناصر باقی مانده از انفجار نسبتا کم انرژی ابرنواختری با ۶۰ جرم خورشیدی را نشان می دهد. این مدل بیشترین تطبیق را با داده های رصدشده دارد. خط نقطه چین مدل انفجار ابرنواختری با جرم اولیه ۲۰۰ جرم خورشیدی را نشان می دهد. در این مدل نسبت مقادیر پیش بینی شده منیزم به کلسیم بسیار کمتر از مقادیر مشاهده شده است.

تصویر ۳: مقادیر عناصر ستاره SMSS 0313-6708 در مقایسه با مدلها.
در این تصویر مقادیر اندازه گیری شده عناصر گوناگون با دایره های سیاه و حد بالایی عناصری که اندازه گیری نشده اند با دایره های توخالی نشان داده شده اند. خط تیره عناصر باقی مانده از انفجار نسبتا کم انرژی ابرنواختری با ۶۰ جرم خورشیدی را نشان می دهد. این مدل بیشترین تطبیق را با داده های رصدشده دارد. خط نقطه چین مدل انفجار ابرنواختری با جرم اولیه ۲۰۰ جرم خورشیدی را نشان می دهد. در این مدل نسبت مقادیر پیش بینی شده منیزم به کلسیم بسیار کمتر از مقادیر مشاهده شده است.

کشف این ستاره جدید، به همراه چهار ستاره کم فلز دیگری که در گذشته کشف شده بودند، نشان می دهد که انفجارهای ابرنواختری کم انرژی در ابتدای عالم نه تنها نادر نبوده اند، بلکه ممکن است نقش مهمی نیز در غنی سازی تدریجی کهکشانها و تکامل کیهان بازی کرده باشند.

*در نجوم به عناصر سنگین تر از هلیوم، فلز گفته می شود.

[xyz-ihs snippet=”single-end-div”]

عنوان اصلی مقاله:
A single low-energy, iron-poor supernova as the source of metals in the star SMSS J 031300.36-670839.3
نویسندگان:
S. C. Keller, M. S. Bessell, A. Frebel, et al.
این مقاله برای چاپ در نشریه‌ی Nature پذیرفته شده است.
لینک مقاله‌ اصلی: http://arxiv.org/abs/1402.1517
گردآوری: آیرین شیوایی
دسته‌ها: مقالات روز

درباره نویسنده

آیرین شیوایی

پژوهشگر پَسادکترا در زمینه‌ی نجوم رصدی کهکشان‌ها و عضو تیم علمی ابزار فروسرخ تلسکوپ فضایی جیمز وب در دانشگاه آریزونا است. او در سال ۲۰۱۷ دکترای فیزیک خود را از دانشگاه کالیفرنیا در ریورساید، در زمینه‌ی تحول کهکشان‌های جوان عالم از طریق بررسی غبار میان‌ستاره‌ای و ستاره‌زایی آن‌ها، دریافت کرد. او برای مطالعه و بررسی این کهکشان‌ها، که حدود ۱۰ میلیارد سال نوری از ما فاصله دارند، از داده‌های تلسکوپ‌های زمینی کک و تلسکوپ‌های فضایی هابل و اِسپیتزر استفاده می‌کند.

دیدگاه‌ها

  1. Shayan
    Shayan ۱۹ اسفند, ۱۳۹۲، ۱۱:۱۹

    خیلی جالب بود.

    پاسخ به این دیدگاه

یک دیدگاه بنویسید

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد.
بخش‌های لازم مشخص شده‌اند*