اخترسنجی طیفی و سحابی‌ها

اخترسنجی طیفی و سحابی‌ها
نمایش نمودار HR که تحول ستارگان را نشان می‌دهد. شاخه‌ی غول‌های مجاور با رنگ قرمز مشخص شده است. تصویر برگرفته از http://goo.gl/IG6Iqq

تصویر ۱: نمایش نمودار HR که تحول ستارگان را نشان می‌دهد. شاخه‌ی غولی مجانبی با رنگ قرمز مشخص شده است. تصویر برگرفته از http://goo.gl/IG6Iqq

یک ستاره با جرم ۰/۸ تا ۸‌‌ برابر جرم خورشید، بعد از طی مرحله‌ی شاخه‌ی غولی مجانبی (Asymptotic Giant Branch) به یک سحابی سیاره‌نما تبدیل می‌شود (تصویر ۱ را ببینید). سحابی سیاره‌نما یک پوسته‌ی هیدروژنی است که به آهستگی منبسط می‌شود و یک کوتوله‌ی سفید در مرکزش به جای می‌گذارد. سحابی‌های سیاره‌نما شکل‌های گوناگون و متنوعی دارند. چگونگی شکل‌گیری نامتقارن‌ترین سحابی‌ها موضوع بسیار جالبی است. مشاهدات فروسرخ و رادیویی نشان می‌دهند که ایجاد نامتقارنی در سحابی‌های سیاره‌نما، از گذری کوتاه میان مرحله‌ی شاخه‌ی غولی مجانبی و فاز سحابی سیاره‌نما (هنگامی که کاملا کدر شده‌اند و نوری از آن‌ها به ما نمی‌رسد) آغاز می‌شود.

با کمک مشاهدات فروسرخ، عدم تقارن هم در اجرامی که درست پس از مرحله‌ی شاخه‌ی غولی مجانبی هستند دیده شده است و هم در سحابی‌های تازه شکل گرفته. مشاهدات به دست آمده از تداخل‌سنجی و طیف‌نگاری امواج رادیویی و فروسرخ میانه، شواهد محکمی بر وجود غبار و هم‌چنین دیسک‌های گازی در هسته‌ی چندین سحابی سیاره‌نما یافته‌اند. مشاهدات دقیق‌تر رادیویی و فروسرخ که قدرت تفکیک بالاتری دارند، می‌توانند این نتایج را تایید کنند. به طور مثال، تداخل‌سنج‌های MIDI-VLTI و AMBER-VLTI قدرت تفکیک فضایی بسیار بالایی دارند. اما این مشاهدات تداخل‌سنجی، پرهزینه و زمان‌برند و حساسیت محدودی دارند. روش دیگر مطالعه‌ی ساختار سحابی‌های سیاره‌نما، استفاده از مطالعات اخترسنجی طیفی ((spectro-astrometric (SA) با قدرت تفکیک بالا است. 

تصویر ۲: نمایش تکنیک SA که تفکیک دوقطب یا دو لُب سحابی را میسر می‌کند. تصویر از مقاله برگرفته شده است.

تصویر ۲: نمایش تکنیک SA که تفکیک دوقطب یا دو لُب سحابی را میسر می‌کند. تصویر از مقاله برگرفته شده است.

در این مقاله، نویسندگان از این روش برای آشکارسازی و تحلیل ساختار دیسک-گونه‌‌ی ستارگان درحال گذر به سحابی سیاره‌نما استفاده کرده‌اند. تصویر (۲) استفاده از روش SA را برای یک ستاره و یک سحابی سیاره‌نمای دوقطبی فشرده نشان می‌دهد. همان‌طور که در شکل می‌بینید تکنیک SA، قابلیت تفکیک دو قطب سحابی نامتقارن را دارد. این تفکیک در نمودار سرعت که مربوط به نزدیک شدن و دور شدن لُب‌های (lobe) سحابی است، قابل مشاهده است. تکنیک SA می‌تواند ساختارهای فضایی‌ را که اندازه زاویه‌ای کوچک‌تر از یک پیکسل دارند، بهتر از یک صدم دقت طرح تداخلی تلسکوپ آشکار کند. باید متذکر شد که در عین حال، با این روش نمی‌توان تصاویر مستقیم از یک جسم تهیه کرد، بلکه تنها با مدلسازی موقعیت تعداد زیادی شکاف تداخلی می‌توان به هندسه‌ی مورد نظر دست یافت. 

در این مقاله نویسندگان از داده‌های CRIRES مربوط به سحابی اولیه IRAS 17516-2525 و سحابی جوان SwSt 1 استفاده کرده‌اند تا روش‌های خود را برای این‌گونه تحلیل‌های SA پیشرفت دهند. تحلیل آن‌ها وجود ساختار کوچک مقیاس را در IRAS 17516-2525 نشان می‌دهد که می‌تواند مربوط به لُب‌های دوقطبی کوچکی باشد. تحلیل‌های سحابی SwSt 1 دو ساختار با ابعاد مختلف را نشان می‌دهند. این تکنیک در مقایسه با باقی روش‌ها، ساختارهای کوچک‌تری را تفکیک کرده است و تحلیل داده به مدل‌های تئوری وابستگی کمتری داشته است. نویسندگان در پایان این مقاله نتیجه می‌گیرند که تکنیک SA برای جستجوی دیسک‌های ابعاد کوچک و ساختارهای نامتقارن در گذر کوتاه از شاخه‌ی غولی مجانبی به مرحله‌ی سحابی سیاره‌نما روش بسیار مناسبی است.

عنوان اصلی مقاله:
CRIRES-VLT high-resolution spectro-astrometry as a tool in the search of small structures at the cores of Planetary Nebulae
نویسندگان:
Mónica W. Blanco Cárdenas, Hans U. Käufl, Martín A. Guerrero, Luis F. Miranda, Andreas Seifahrt
این مقاله جهت چاپ در Astronomy and Astrophysics نوشته شده است.
لینک مقاله‌ اصلی: http://arxiv.org/abs/1404.2333
گردآوری: آزاده کیوانی
دسته‌ها: مقالات روز

درباره نویسنده

آزاده کیوانی

پژوهشگر پَسادکترا در دانشگاه ایالتی پنسیلوانیا است که در زمینه‌ی اخترفیزیک ذره‌ای پژوهش می‌کند. در حال حاضر عضو تیم تحقیقاتی AMON و هم‌چنین عضو رصدخانه‌ی نوترینوی IceCube است. او در سال ۲۰۱۳ دکترای خود را در رشته‌ی اخترفیزیک از دانشگاه ایالتی لوییزیانا گرفته است و در طول تحصیلات تکمیلیش عضو رصدخانه Pierre Auger بوده است. پروژه‌ی دکترای او بررسی تأثیرات میدان مغناطیسی کهکشان راه شیری بر روی انحراف پرتوهای کیهانی پرانرژی در راستای شناخت منشأ و نوع این ذرات بوده است.

دیدگاه‌ها

  1. Shayan
    Shayan ۲۴ فروردین, ۱۳۹۳، ۰۰:۴۷

    «تکنیک SA می‌تواند ساختارهای فضایی‌ را که اندازه زاویه‌ای کوچک‌تر از یک پیکسل دارند، بهتر از یک صدم دقت طرح تداخلی تلسکوپ آشکار کند.»
    این خیلی باحاله!

    پاسخ به این دیدگاه
  2. Shayan
    Shayan ۲۴ فروردین, ۱۳۹۳، ۰۰:۵۲

    توی ویکی‌پدیای فارسی سحابی سیاره‌نما نوشته که عمرش حدود ۱۰ هزار سال هست و سحابی همینجور منبسط میشه. بعد ۱۰ هزار سال کوتوله سفید در مرکز سحابی چی میشه؟

    پاسخ به این دیدگاه
    • staryab
      staryab ۲۴ فروردین, ۱۳۹۳، ۰۷:۴۸

      کوتوله سفید عمرش خیلی طولانی‌ه! محاسبات می‌گن بیشتر از عمر عالم! برای همین هنوز کوتوله‌های سفید به چیز جدیدی تبدیل نشدن. اما بسته به جرمشون ممکنه سرنوشت‌های مختلفی داشته باشن. اگر جرم کمی داشته باشه (کمتر از ۱.۴ جرم خورشید که حد چاندراسکار بهش می‌گیم) به تدریج انرژیش رو تابش می‌کنه تا در نهایت خیلی سرد بشه و هیچ انرژی‌ای برای تابش باقی نمونه ازش که بهش کوتوله‌ی سیاه می‌گن (که خب هنوز کوتوله سیاهی در عالم دیده نشده!)
      اگر کوتوله سفید یک ستاره‌ی همراه داشته باشه، در شرایطی ماده می‌تونه از اون ستاره انتقال پیدا کنه به کوتوله سفید و در نهایت یک انفجار ابرنواختری نوع ۱ رخ بده.

      پاسخ به این دیدگاه

یک دیدگاه بنویسید

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